{"id":611,"date":"2018-09-26T12:11:30","date_gmt":"2018-09-26T11:11:30","guid":{"rendered":"http:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/?p=611"},"modified":"2018-09-26T12:16:04","modified_gmt":"2018-09-26T11:16:04","slug":"la-sub-estructura-del-halo-y-la-busqueda-de-la-materia-oscura","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/2018\/09\/26\/611\/","title":{"rendered":"La sub-estructura del halo y la b\u00fasqueda de la materia oscura"},"content":{"rendered":"

Por\u00a0Javier Coronado Bl\u00e1zquez<\/a>\u00a0(Investigador Predoctoral en el IFT UAM-CSIC) y Miguel \u00c1ngel S\u00e1nchez Conde<\/a> (Investigador del Programa Atracci\u00f3n de Talento)<\/p>\n

Durante los \u00faltimos 40 a\u00f1os se han dise\u00f1ado diferentes estrategias de b\u00fasqueda de materia oscura, aunque todas han resultado infructuosas de momento. Sin embargo, en todo este tiempo el conocimiento sobre sus propiedades a gran escala y c\u00f3mo afecta a la formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n de galaxias ha evolucionado enormemente. El problema surge cuando intentamos comprender la escala m\u00e1s peque\u00f1a, una regi\u00f3n donde las simulaciones no tienen la suficiente resoluci\u00f3n y las observaciones resultan demasiado confusas debido a nuestra propia galaxia. Una de las claves para avanzar en este campo reside en la caracterizaci\u00f3n de la sub-estructura del halo de materia oscura.<\/p>\n

Predicciones del paradigma LCDM y las estrategias de b\u00fasqueda<\/strong><\/p>\n

El modelo cosmol\u00f3gico m\u00e1s preciso y exitoso es el llamado LCDM (Lambda Cold Dark Matter), que incluye una constante cosmol\u00f3gica para dar cuenta de la expansi\u00f3n acelerada del Universo y una forma de materia que no interact\u00faa el\u00e9ctricamente (oscura) y es fr\u00eda (no relativista). En esta teor\u00eda, las estructuras se forman en un escenario \u201cbottom-up\u201d, es decir, colapsando las m\u00e1s peque\u00f1as primero y creciendo por la acrecci\u00f3n y fusi\u00f3n de estructuras menores. Una alternativa es la llamada \u201cHot Dark Matter\u201d (actualmente descartada) que predice lo contrario, una formaci\u00f3n de estructura en la que las m\u00e1s grandes se forman primero y luego se fragmentan en objetos menores. La llamada \u201cWarm Dark Matter\u201d intenta reconciliar ambos escenarios, aunque actualmente tambi\u00e9n est\u00e1 en entredicho.<\/p>\n

El modelo LCDM predice dos cosas. En primer lugar, la existencia de un halo de materia oscura alrededor de nuestra galaxia, que ha colapsado antes que la materia ordinaria y act\u00faa de pozo gravitacional para la misma. Este halo se extiende mucho m\u00e1s all\u00e1 de los l\u00edmites luminosos de nuestra galaxia, y es el responsable de las an\u00f3malas curvas de rotaci\u00f3n de las estrellas que se observan en todas las galaxias espirales.<\/p>\n

En segundo lugar, predice la existencia de subhalos, es decir, agregaciones de materia oscura m\u00e1s peque\u00f1as que el halo. Dicho de otro modo, el halo no es perfectamente homog\u00e9neo, sino que tiene una distribuci\u00f3n discreta, como burbujas en un fluido, de distinto tama\u00f1o y propiedades. Un ejemplo de subhalo son las galaxias esferoidales enanas que rodean la V\u00eda L\u00e1ctea, como Draco o Fornax, conocidas como galaxias sat\u00e9lite. Cuando uno de estos subhalos es muy poco masivo, por debajo aproximadamente de 10 millones de masas solares, no posee el suficiente campo gravitatorio como para retener materia ordinaria, es decir, no consigue retener gas y por tanto estrellas, y esperamos que sean completamente oscuros.<\/p>\n

Existen principalmente tres m\u00e9todos para la b\u00fasqueda de materia oscura: producci\u00f3n, detecci\u00f3n directa y detecci\u00f3n indirecta. El m\u00e9todo de producci\u00f3n se hace en aceleradores de part\u00edculas, como el LHC, donde se espera que colisionar part\u00edculas conocidas a altas energ\u00edas pueda producir part\u00edculas de materia oscura. En la detecci\u00f3n directa se busca un peque\u00f1o retroceso en n\u00facleos at\u00f3micos al colisionar con una part\u00edcula de materia oscura incidente.<\/p>\n

Una variante de este \u00faltimo m\u00e9todo es la llamada modulaci\u00f3n anual, producida por el distinto flujo esperado de part\u00edculas en distintos momentos de la \u00f3rbita de la Tierra alrededor del Sol: durante media \u00f3rbita vamos solidariamente al flujo de part\u00edculas de materia oscura (\u201cnadamos con el r\u00edo\u201d), y en la otra mitad en el sentido opuesto (\u201cnadamos a contracorriente\u201d). Esto ha sido detectado por el experimento DAMA\/LIBRA en una se\u00f1al que lleva durando a\u00f1os, pero las propiedades que predicen para la part\u00edcula de materia oscura est\u00e1n en contradicci\u00f3n con otros experimentos, ya que se espera una naturaleza universal de la misma. Actualmente el experimento ANAIS, sito en Canfranc, espera poder reproducir las condiciones exactas DAMA\/LIBRA para discernir si es una se\u00f1al real.<\/p>\n

Finalmente, el m\u00e9todo de detecci\u00f3n indirecta se basa en la detecci\u00f3n de part\u00edculas como subproducto de aniquilaci\u00f3n de part\u00edculas de materia oscura, en el llamado modelo WIMP (de sus siglas en ingl\u00e9s, Weakly Interacting Massive Particle<\/em>). Alguno de los subproductos son antipart\u00edculas, neutrinos y rayos gamma, siendo estos \u00faltimos considerados los mejores, por ser m\u00e1s f\u00e1ciles de detectar que los neutrinos y no ser desviados por los campos magn\u00e9ticos como las antipart\u00edculas.<\/p>\n

Es uno de los m\u00e9todos m\u00e1s prometedores, porque al fin y al cabo la evidencia de la materia oscura es puramente astrof\u00edsica. Muchos telescopios de rayos gamma actualmente est\u00e1n buscando indicios de estas part\u00edculas, como el telescopio espacial Fermi-LAT, que trabaja en el r\u00e9gimen de altas energ\u00edas o los llamados IACTs (de sus siglas en ingl\u00e9s Imaging Air Cherenkov Telescopes<\/em>) terrestres como MAGIC, HESS o VERITAS, en el r\u00e9gimen de muy altas energ\u00edas.<\/p>\n

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Figura 1: Estrategias de b\u00fasqueda de materia oscura interactuando con part\u00edculas del modelo est\u00e1ndar . Seg\u00fan el sentido en el que se lea el diagrama se tiene un m\u00e9todo de b\u00fasqueda u otro.<\/figcaption><\/figure>\n

Aunque muchos de los subhalos poco masivos no tengan la suficiente masa como para retener estrellas y brillar, en el modelo WIMP se puede producir la aniquilaci\u00f3n de estas part\u00edculas en part\u00edculas del modelo est\u00e1ndar, como quarks o bosones. Como subproducto de este proceso, al final se producen fotones que, debido a su gran energ\u00eda, son rayos gamma, la radiaci\u00f3n m\u00e1s violenta del Universo, que s\u00f3lo se puede producir en los llamados procesos no t\u00e9rmicos, es decir, por interacciones fundamentales entre part\u00edculas.<\/p>\n

Desde hace a\u00f1os se busca la se\u00f1al de uno de estos subhalos oscuros, que se ver\u00edan como una fuente de rayos gamma puntual y estable, puede que con cierta extensi\u00f3n angular. La f\u00edsica de part\u00edculas subyacente predice c\u00f3mo ser\u00eda el espectro seg\u00fan la part\u00edcula a la que se aniquilaran en estos WIMPs, y se puede intentar ajustar estos espectros te\u00f3ricos a los datos recogidos por los telescopios mencionados. Lamentablemente, de momento la b\u00fasqueda no ha resultado exitosa, pero se siguen poniendo l\u00edmites cada vez m\u00e1s fuertes a este modelo, y con el volumen creciente de datos de telescopios como Fermi-LAT y la llegada de CTA (Cherenkov Telescope Array) se espera poder probar todo el espectro de masas WIMP (aproximadamente 1 GeV-10 TeV).<\/p>\n

La sub-estructura de los halos y los problemas de LCDM<\/strong><\/p>\n

Uno de los puntos m\u00e1s controvertidos actualmente sobre las caracter\u00edsticas de estos subhalos es la llamada \u201crelaci\u00f3n masa-concentraci\u00f3n\u201d. La concentraci\u00f3n de un subhalo da cuenta, en primera aproximaci\u00f3n, de c\u00f3mo de denso es, c\u00f3mo de \u201cconcentrado\u201d est\u00e1. Con las simulaciones cosmol\u00f3gicas, de las que hablaremos en breve, que resuelven los subhalos m\u00e1s masivos, podemos ver c\u00f3mo esta relaci\u00f3n es una ley de potencias, es decir, una recta. Tradicionalmente se ha extrapolado esta recta a las masas m\u00e1s bajas, pero recientemente muchos trabajos apuntan a que esta relaci\u00f3n se \u201caplana\u201d a bajas masas, como se ve en la siguiente figura.<\/p>\n

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Figura 2: relaci\u00f3n masa-concentraci\u00f3n. N\u00f3tese c\u00f3mo la recta en el rango alto de masa se curva y se aplana para halos de menor masa (Fuente: Pilipenko et al. 2017 [https:\/\/arxiv.org\/abs\/1703.06012])<\/figcaption><\/figure>Con respecto a la figura previa, se debe mencionar que se refiere \u00fanicamente a halos, no a subhalos (halos dentro de otros halos mayores). En este segundo caso resulta esencial tener en cuenta la dependencia radial, es decir, la distancia del subhalo al centro del halo principal, que cambia dr\u00e1sticamente los resultados.<\/p>\n

Esto resulta vital en b\u00fasquedas de aniquilaci\u00f3n de materia oscura, ya que la sub-estructura imprime una amplificaci\u00f3n a la se\u00f1al esperada, puesto que la aniquilaci\u00f3n es proporcional al cuadrado de la densidad, por lo que distribuciones \u201cgrumosas\u201d o m\u00e1s densas de materia oscura dar\u00e1n un aumento del flujo. Este factor de amplificaci\u00f3n, o \u201cboost\u201d, debe ser incluido en los c\u00e1lculos del flujo de aniquilaci\u00f3n esperada, y depende del modelo de subestructura que se asuma.<\/p>\n

Otro punto pol\u00e9mico es la supervivencia de estos subhalos de baja masa. Debido a fuerzas de marea provocadas por el campo gravitatorio de la galaxia, los subhalos pueden perder sus capas m\u00e1s externas, dejando s\u00f3lo el n\u00facleo m\u00e1s denso (o concentrado) interior. Sin embargo, hay autores que defienden que estos subhalos, sobre todo los m\u00e1s cercanos al centro gal\u00e1ctico, son destruidos por estas fuerzas de marea y no sobreviven. Actualmente no hay consenso en este punto y ser\u00e1n necesarios a\u00f1os de investigaci\u00f3n que aclaren qu\u00e9 postura es la correcta.<\/p>\n

Muchas de las incertidumbres de la sub-estructura del halo viene del perfil de densidad (c\u00f3mo est\u00e1 distribuida la materia oscura en la galaxia) que se asuma. Desde que se propuso en 1996, el perfil NFW (Navarro-Frenk-White) ha sido uno de los m\u00e1s usados por su simplicidad, aunque existen otras alternativas como los perfiles Burkert o Einasto (ver figura 3). Seg\u00fan el perfil, la distribuci\u00f3n de los subhalos variar\u00e1, as\u00ed como la posible supervivencia de los mismos, en funci\u00f3n del perfil empleado. Por ejemplo, el perfil NFW predice un \u201ccusp\u201d, es decir, una zona de muy alta densidad en el centro de la galaxia, mientras que otros perfiles predicen un \u201ccore\u201d, un n\u00facleo m\u00e1s suave con respecto a las zonas m\u00e1s externas, y ahora mismo no est\u00e1 completamente claro cu\u00e1l es el correcto, ya que las observaciones no son lo suficientemente precisas y las simulaciones hidrodin\u00e1micas, que comienzan a tener en cuenta los efectos bari\u00f3nicos (procesos de \u201cfeedback\u201d en los que se devuelve material al medio, por ejemplo en supernovas, acreci\u00f3n de material, etc), ofrecen resultados contradictorios entre distintos grupos de investigaci\u00f3n. Esto es debido a que son mucho m\u00e1s complejas de realizar, ya que se debe trazar la evoluci\u00f3n de ambas componentes de materia y sus interacciones.<\/p>\n

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Figura 3: Comparaci\u00f3n de los diferentes perfiles de densidad de materia oscura. En el eje x se muestra la distancia al centro gal\u00e1ctico, y en el eje y la densidad de materia oscura. (Fuente: Gaskins 2016 [arxiv.org\/abs\/arXiv:1604.00014])<\/figcaption><\/figure>\n

Simulaciones cosmol\u00f3gicas para reproducir el Universo<\/strong><\/p>\n

Una herramienta esencial para comprender la f\u00edsica de la materia oscura son las simulaciones cosmol\u00f3gicas de N-cuerpos. En estas simulaciones por ordenador, dadas unas condiciones iniciales, se ponen millones de part\u00edculas y se dejan evolucionar atendiendo a toda la f\u00edsica que conocemos. Al evolucionar 13.7 miles de millones de a\u00f1os (la edad del Universo), el resultado de la simulaci\u00f3n deber\u00eda ser casi id\u00e9ntica a nuestra galaxia (o nuestro Universo, dependiendo de la escala de la simulaci\u00f3n). En https:\/\/auriga.h-its.org\/movies.html<\/a> pueden verse v\u00eddeos de una de las \u00faltimas simulaciones cosmol\u00f3gicas. Cambiando las condiciones iniciales o las propiedades de la materia oscura el resultado puede ser muy diferente.<\/p>\n

Hay que tener en cuenta que la resoluci\u00f3n de las simulaciones de escala gal\u00e1ctica es muy limitada, y a pesar de ejecutarse durante meses en superordenadores, incluso en la simulaci\u00f3n m\u00e1s potente en la actualidad cada part\u00edcula de la simulaci\u00f3n representa unas 1000 masas solares, de forma que s\u00f3lo se pueden identificar halos o subhalos con una masa superior al mill\u00f3n de masas solares. Por tanto, predecir lo que pasa a escalas mucho m\u00e1s peque\u00f1as resulta muy dif\u00edcil.<\/p>\n

El avance de la cosmolog\u00eda observacional tambi\u00e9n impulsa a este campo, ya que se est\u00e1n produciendo las primeras simulaciones con los \u00faltimos par\u00e1metros cosmol\u00f3gicos obtenidos por la sonda Planck en 2014. Uno de los problemas ya resueltos fue el de los \u201csat\u00e9lites perdidos\u201d, ya que LCDM predec\u00eda la existencia de muchas galaxias enanas que no se observaban. Sin embargo, con nuevos telescopios como el DES (Dark Energy Survey) se han descubierto decenas de ellas en apenas unos a\u00f1os: simplemente son galaxias muy d\u00e9biles y por tanto dif\u00edciles de detectar.<\/p>\n

A\u00fan con ello, sigue existiendo el problema de la \u201ctemperatura\u201d de la materia oscura (que tiene que ver con su velocidad), es decir, si es caliente, templada o fr\u00eda. Las observaciones actuales prefieren la materia oscura fr\u00eda (CDM), aunque la opci\u00f3n templada (WDM) sigue a\u00fan en debate. El efecto es una menor sub-estructura, cuyos exponentes m\u00e1s masivos son las galaxias sat\u00e9lites y por tanto se esperar\u00edan menor n\u00famero de sat\u00e9lites, como puede verse en la siguiente figura.<\/p>\n

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Figura 4: Comparaci\u00f3n entre una simulaci\u00f3n con CDM (izquierda) y WDM (derecha). N\u00f3tese la mayor sub-estructura en el caso de CDM (Fuente: Lovell et al. 2011 [arxiv.org\/pdf\/1104.2929.pdf])<\/figcaption><\/figure>Los tests \u00bfdefinitivos? de LCDM<\/strong><\/p>\n

En estos \u00faltimos a\u00f1os se han propuesto nuevos tests para confirmar o poner en jaque el modelo cosmol\u00f3gico est\u00e1ndar. Dos de ellos relacionados con la sub-estructura son el lensing y las corrientes estelares.<\/p>\n

El lensing es un fen\u00f3meno predicho por Einstein en su Relatividad General, en el cual la luz se desv\u00eda por la presencia de un campo gravitatorio muy intenso cercano. En particular, en el caso de la materia oscura act\u00faa como lente gravitacional, distorsionando y ampliando las im\u00e1genes como si mir\u00e1ramos a una lupa lejana. Midiendo cuidadosamente estas distorsiones, se puede medir la distribuci\u00f3n de masa que lo est\u00e1 produciendo. Dado que LCDM predice una gran cantidad de subhalos que producir\u00edan este fen\u00f3meno, en forma de subestructura en el brillo superficial de los anillos de Einstein que se observan, a lo largo de los pr\u00f3ximos a\u00f1os se podr\u00e1 comprobar si las predicciones de este modelo cosmol\u00f3gico y observaciones est\u00e1n de acuerdo.<\/p>\n

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Figura 5: ejemplo de lensing de una galaxia lejana debido a la materia oscura entre \u00e9sta y nosotros. N\u00f3tese el \u201canillo\u201d de distorsi\u00f3n de la imagen (Fuente: https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/1\/11\/A_Horseshoe_Einstein_Ring_from_Hubble.JPG)<\/figcaption><\/figure>\n

Los stellar gaps son zonas de baja densidad de estrellas en las llamadas corrientes estelares (stellar streams<\/em>), producidas tras la ruptura de la galaxia sat\u00e9lite debido a fuerzas de marea tan intensas en la Galaxia, dejando un rastro de las estrellas del sat\u00e9lite, como si estuvieran pintadas de un brochazo. Esto s\u00f3lo ocurre de forma tan dr\u00e1stica en aquellos casos en los que la \u00f3rbita del sat\u00e9lite es muy radial. Al atravesar otros subhalos menores esta corriente, se deber\u00edan producir agujeros o zonas de menor densidad estelar. Con el nuevo survey del sat\u00e9lite Gaia, que recientemente ha liberado su segundo set de datos, se podr\u00e1 elaborar un nuevo test para LCDM.<\/p>\n

En resumen, las implicaciones de la subestructura resultan esenciales en la b\u00fasqueda de materia oscura, y al estar en la era de la cosmolog\u00eda de precisi\u00f3n, puede proponer tests para poner a prueba, puede que definitivamente, todo lo que creemos saber sobre el Universo.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Por\u00a0Javier Coronado Bl\u00e1zquez\u00a0(Investigador Predoctoral en el IFT UAM-CSIC) y Miguel \u00c1ngel S\u00e1nchez Conde (Investigador del Programa Atracci\u00f3n de Talento) Durante los \u00faltimos 40 a\u00f1os se han dise\u00f1ado diferentes estrategias de b\u00fasqueda de materia oscura, aunque todas han resultado infructuosas de momento. Sin embargo, en todo este tiempo el conocimiento sobre sus propiedades a gran escala y c\u00f3mo afecta a la formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n de galaxias ha evolucionado enormemente. El problema surge cuando intentamos comprender la escala m\u00e1s peque\u00f1a, una regi\u00f3n donde las simulaciones no tienen la suficiente resoluci\u00f3n y las observaciones resultan demasiado confusas debido a nuestra propia galaxia. Una\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\/611"}],"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=611"}],"version-history":[{"count":11,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/611\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":628,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/611\/revisions\/628"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=611"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=611"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.madrimasd.org\/blogs\/fisicateorica\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=611"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}