{"id":1105,"date":"2021-12-21T11:01:14","date_gmt":"2021-12-21T10:01:14","guid":{"rendered":"http:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/?p=1105"},"modified":"2021-12-21T11:23:54","modified_gmt":"2021-12-21T10:23:54","slug":"a-la-busqueda-de-materia-oscura-en-galaxias-enanas-irregulares-con-el-telescopio-fermi-lat","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/2021\/12\/21\/1105\/","title":{"rendered":"A la b\u00fasqueda de materia oscura en galaxias enanas irregulares con el telescopio Fermi-LAT"},"content":{"rendered":"

Por Viviana Gammaldi<\/a> (Investigadora Postdoctoral en el IFT UAM-CSIC)<\/p>\n

Hace casi un siglo, salieron a la luz los primeros indicios astrof\u00edsicos que apuntaban a la existencia de una nueva f\u00edsica: la interacci\u00f3n gravitacional no pod\u00eda describir la cinem\u00e1tica de los objetos extra-gal\u00e1cticos. La brecha entre la teor\u00eda y la observaci\u00f3n podr\u00eda explicarse, tanto a escala astrof\u00edsica como cosmol\u00f3gica, asumiendo la existencia de un nuevo tipo de materia no luminosa, que interact\u00faa de forma gravitacional, es decir, la Materia Oscura (DM, por el ingl\u00e9s \u201cDark Matter\u201d). Actualmente, se ha estimado que la DM represente el 27% del contenido total del Universo, aunque su naturaleza a\u00fan se desconoce. Entre otros, la part\u00edcula masiva d\u00e9bilmente interactiva (WIMP, por el ingl\u00e9s \u201cWeakly Interacting Massive Particles\u201d) representa un candidato plausible mas all\u00e1 del modelo est\u00e1ndar (SM, por el ingl\u00e9s \u201cStandard Model\u201d) de la f\u00edsica de part\u00edculas. La part\u00edcula WIMP puede aniquilarse en objetos astrof\u00edsicos produciendo part\u00edculas de SM, cuyos procesos de desintegraci\u00f3n generan flujos secundarios de rayos gamma, entre otros flujos detectables. La b\u00fasqueda de se\u00f1ales de DM en flujos secundarios producidos en fuentes astrof\u00edsicas es lo que llamamos b\u00fasquedas indirectas de DM.<\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Recientemente, en colaboraci\u00f3n con el grupo de Astrof\u00edsica y Cosmolog\u00eda de la Scuola Internazionale di Studi Avanzati (SISSA, https:\/\/www.sissa.it<\/a>) en Trieste, Italia, se han propuesto las galaxias irregulares enanas como fuentes astrof\u00edsicas de inter\u00e9s para b\u00fasquedas indirectas de DM [1]. De hecho, son objetos astrof\u00edsicos dominados por DM, con un fondo astrof\u00edsico insignificante en rayos gamma.<\/p>\n

Sin embargo, las galaxias irregulares enanas tambi\u00e9n representan un laboratorio interesante desde el punto de vista de la distribuci\u00f3n de la DM.<\/p>\n

De hecho, aunque las curvas de rotaci\u00f3n de las galaxias espirales han sido la primera evidencia observable de la existencia de DM, todav\u00eda hay mucho que aprender sobre la distribuci\u00f3n de DM en las galaxias. A partir de la cosmolog\u00eda LCDM de referencia y la simulaci\u00f3n de solo DM de N-body, sabemos que la distribuci\u00f3n de DM generalmente sigue el conocido perfil de Navarro-Frenk-White (NFW), es decir, un perfil con una \u00abc\u00faspide\u00bb en el centro de grandes estructuras.<\/p>\n

Por otro lado, los datos experimentales de las curvas de rotaci\u00f3n de objetos m\u00e1s peque\u00f1os, apuntan al perfil de distribuci\u00f3n de DM \u201cplano\u201d. La raz\u00f3n de tal discrepancia a\u00fan se desconoce y representa el llamado problema c\u00faspide\/plano (\u201ccuspy\/core problem\u201d), una cuesti\u00f3n abierta en f\u00edsica, astrof\u00edsica y f\u00edsica de part\u00edculas. Las galaxias enanas irregulares son de hecho un ejemplo de los objetos en los que se observa el problema c\u00faspide \/ plano.<\/p>\n

\"\"<\/a>En el trabajo [2], desarrollado en colaboraci\u00f3n con el grupo DAMASCO (DArk Matter, AStroparticles and COsmology research group @ Madrid Autonomous University, https:\/\/projects.ift.uam-csic.es\/damasco\/<\/a>), analizamos las curvas de rotaci\u00f3n de 7 galaxias irregulares enanas (ver, por ejemplo, la curva de rotaci\u00f3n de la galaxia IC10, Fig.1) y siendo agn\u00f3sticos sobre el problema de la c\u00faspide \/ plano. El perfil plano de Burkert (l\u00ednea azul continua) corresponde al mejor ajuste de las curvas de rotaci\u00f3n. En cambio, el perfil c\u00faspide NFW se ha construido te\u00f3ricamente, se ha creado la curva de rotaci\u00f3n correspondiente y se ha comparado con los datos. Con estos dos diferentes perfiles de densidad de DM, hemos construido el modelado de DM, incluyendo un aumento en el flujo de rayos gamma esperado debido a la existencia de subestructuras. Las subestructuras en el halo de DM son regiones de densidad mas alta en la densidad media del halo DM, reliquias de la historia de formaci\u00f3n de la galaxias, llamada de abajo hacia arriba (\u201cbottom-up\u201d). Su efecto es mejorar la tasa de aniquilaci\u00f3n de DM, es decir, la producci\u00f3n de rayos gamma, debido al aumento de la densidad de DM localmente. Hemos creado el modelo espacial bidimensional para nuestros objetivos. En la Fig. 2 se muestra la plantilla espacial de la galaxia IC10 para cuatro diferentes perfiles de distribuci\u00f3n de densidad de DM. De hecho, el modelo MIN corresponde a un perfil plano de Burket sin ninguna subestructura, el modelo MED es el perfil de Burkert con una contribuci\u00f3n media de las subestructuras. La contribuci\u00f3n m\u00e1xima de las subestructuras se ha calculado tanto para el n\u00facleo de Burkert como para el perfil de la c\u00faspide NFW (respectivamente, Burk-MAX y NFW-MAX).<\/p>\n

\"\"<\/a>Finalmente, hemos analizado los datos del sat\u00e9lite Fermi-LAT (\u201cLarge Area Telescope\u201d). No encontramos ninguna se\u00f1al de rayos gamma de estos objetos, de hecho podemos excluir alguna regi\u00f3n del espacio de par\u00e1metros, quiere decir de la masa de la part\u00edcula de DM y de la secci\u00f3n transversal de aniquilaci\u00f3n. El l\u00edmite de exclusi\u00f3n para la masa de DM y la secci\u00f3n transversal de aniquilaci\u00f3n se presentan en la Fig. 3. La l\u00ednea azul corresponde a los resultados de este trabajo para el an\u00e1lisis combinado de los 7 galaxias irregulares enanas con un modelo MED, consideradas como fuentes extensas. Estos resultados se comparan con la secci\u00f3n transversal de aniquilaci\u00f3n promediada t\u00e9rmicamente (l\u00ednea negra punteada), el resultado de [1] (l\u00ednea discontinua amarilla), los resultados de 100 simulaciones de an\u00e1lisis de datos con una se\u00f1al nula de DM (banda amarilla) y el l\u00edmite de exclusi\u00f3n obtenido por el an\u00e1lisis de datos de Fermi-LAT de las bien conocidas galaxias esferoidales enanas (l\u00ednea discontinua verde). Los resultados de nuestro estudio est\u00e1n dominados por las restricciones obtenidas por IC10 y NGC6822, y dependen d\u00e9bilmente del perfil de DM considerado.<\/p>\n

 <\/p>\n

Referencias <\/span><\/strong><\/strong><\/p>\n

\u00a0<\/span><\/strong><\/p>\n

[1] V. Gammaldi, E. Karukes, and P. Salucci, Phys. Rev. D 98<\/strong>, 083008;<\/p>\n

[2]\u00a0 V. Gammaldi, J. P\u00e9rez-Romero, J. Coronado-Bl\u00e1zquez, M. Di Mauro, E.\u2009V. Karukes, M.\u2009A. S\u00e1nchez-Conde, and P. Salucci, Phys. Rev. D 104<\/strong>, 083026.<\/p>\n

 <\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Por Viviana Gammaldi (Investigadora Postdoctoral en el IFT UAM-CSIC) Hace casi un siglo, salieron a la luz los primeros indicios astrof\u00edsicos que apuntaban a la existencia de una nueva f\u00edsica: la interacci\u00f3n gravitacional no pod\u00eda describir la cinem\u00e1tica de los objetos extra-gal\u00e1cticos. La brecha entre la teor\u00eda y la observaci\u00f3n podr\u00eda explicarse, tanto a escala astrof\u00edsica como cosmol\u00f3gica, asumiendo la existencia de un nuevo tipo de materia no luminosa, que interact\u00faa de forma gravitacional, es decir, la Materia Oscura (DM, por el ingl\u00e9s \u201cDark Matter\u201d). Actualmente, se ha estimado que la DM represente el 27% del contenido total del Universo,\u2026<\/p>\n","protected":false},"author":201,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"ngg_post_thumbnail":0},"categories":[7197],"tags":[],"blocksy_meta":{"styles_descriptor":{"styles":{"desktop":"","tablet":"","mobile":""},"google_fonts":[],"version":4}},"aioseo_notices":[],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/1105"}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/users\/201"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=1105"}],"version-history":[{"count":7,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/1105\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":1114,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/1105\/revisions\/1114"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=1105"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=1105"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=1105"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}