Detección Indirecta de Materia Oscura
Alma GonzalezCátedra CONACYTUniversidad de Guanajuato
Materia Oscura
Definición básica
•Fría •No colisional •Neutra •Interactua solo gravitacionalmente
Algunos modelos atractivos:
•Extensiones al Modelo Estándar (ME) de Partículas:
•Débilmente interactuante •Auto-interacciones
Algunos modelos atractivos: -WIMPS
-Neutrinos esteriles - Partículas tipo axión (campos escalares)
A. A. Abdo et al. 2010
A. A. Abdo et al. 2010
M. Ackermann et al. 2012
DM
DM
SM
SM
DM
SM
SM
SM
DM
SM
DM
1)
2)
3)
Detección de Materia Oscura
Detección indirecta❖ Detección de los productos
de la aniquilación o decaimiento de materia oscura en partículas del ME.
Detección muy-indirecta❖ Efecto de la aniquilación/decaimiento de materia oscura
en observables cosmológicas: CMB, Reionización,LSS.
Galaxias enanas esferoidales (dSph’s) Centro GalácticoCúmulos de Galaxias
Detección indirecta
Flujo de rayos gammas
�(�⌦) =1
4⇡
h�vi2m�
Z Emax
Emin
dN�dE�
dE�
!J�⌦
Física de partículas Factor Astrofísico
J�⌦ =
Z
�⌦
Z
los
⇢2 dld⌦.
Distribución de materia oscura.
Detección indirecta
Dinámica de galaxias para acotar la distribución de Materia Oscura
NFW
⇢ =⇢0
rrs
⇣1 + rrs
⌘2 ⇢ =⇢0⇣
1 + rrs
⌘⇣1 + r
2
r2s
⌘Burkert
Gregory D. Martinez 2013
Distribución de Materia Oscura
Galaxias enanas Centro Galáctico
Ackerman et. al. 2014
No signal DM constraints
�(�⌦) =1
4⇡
h�vi2m�
Z Emax
Emin
dN�dE�
dE�
!J�⌦
común a todas las dSphs
Detección indirecta en dSph’s
J-factor en presencia de un agujero negro…
J�⌦ =
Z
�⌦
Z
los
⇢2(r(l, ✓), h�vi,m�
) dld⌦
Core debido a la aniquilación
⇢max
= 3⇥ 1018⇣ m�100GeV
⌘✓10�26cm3s�1
h�vi
◆M�kpc
�3
ṅ� = h�vin2� n� =n�
1 + n��t
AXGM, S.Profumo, F. Queiroz 2014
Usamos las restricciones de FERMI como base
h�viJ = h�vibhJbh (h�vibh,m�) 8 m�.
resolvemos para h�vibh
AXGM, S.Profumo, F. Queiroz 2014
Todas la galaxias enanas juntas
Fermi current analysis cover some of the
scenarios with IMBHs.
AXGM, S.Profumo, F. Queiroz 2014
Detección indirecta en CG
Excesso en 1-3 GeV
Calore 2014P. Agrawal et. al 2015
Otras explicaciones
T. Daylan 2015Milisecond Pulsars
Carlson 2016. No hay exceso, mejores modelos de emisión difusa.
3.5 KeV line (73) Cumulos de Galaxias No hay evidencia en cúmulos individuales.
(Hitomi Collaboration 2016)
Consistente con lineas de KXVIII a 3.48 y 3.52 keV
(Jeltema.Profumo 2014)
No hay evidencia en dsph’s (Draco)(Jeltema.Profumo 2015)
Bulbul+ (2014)
Nueva generación de detectores❖ Explorarán el rango de MeV y un empales con FERMI:
❖ GAMMA-400 (2020) ∼ 100 MeV - 3 TeV
❖ Propuestas para eliminar el gap entre 0.2 MeV - ∼ 100 MeV: e-ASTROGAM, GRIPS, PANGU, ACT, and others.
V. Tatischeff et al. 2016
J. Greiner, K., et al. 2011
X. Wu, et al. 2014
S. E. Boggs et al. 2006
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Historia Térmica y CMB
Energy injected !dE
dtdV= ⇢2cc
2⌦2�(1 + z)6 h�vim�
❖ No toda la energía se absorbedE
dtdVabsorbed
= f(z)dE
dtdVinjected
❖ Función de eficiencia. f(z)
❖ Aniquilación de MO inyecta energía en el medio intergaláctico
Mathematica: http://nebel.rc.fas.harvard.edu/epsilon Python: https://github.com/JavierReynoso/feff.git
. T. R. Slatyer, Phys. Rev. D93, 023527 (2016), 1506.03811.
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Gamma-rays from DMm⇡0 . m� . 1 GeV
❖ 6 canales de aniquilación
�� ! �⇡0�� ! ��
�� ! ⇡0⇡0�� ! l̄l (l = e, µ)�� ! ⇡+⇡�
❖ Espectro de energíadN
dE ��= 2�(E �m�)
dN
dE �⇡0= �
✓E �
✓m� �
m2⇡04m�
◆◆+
2
m� �m2
⇡0
4m�dN
dE ⇡0⇡0=
4qs4 �m
2⇡0
dN
dE l̄l=
↵
⇡
✓1� (1� y)2
y
◆✓ln
s(1� y)m2l
◆
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Thermal history and CMB constraints
DM canales de aniquilación dN
dE
e�(e+) dN
dE
(�)
200 300 400 500 600 700 800 900 1000
m� [MeV]0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
f e↵
��
�⇡0
⇡0⇡0
e+e�
µ+µ�
⇡+⇡�
Pann ⌘ fe↵h�vim�
Pann < 4.1⇥ 10�28cm3s�1GeV�1
h�vi < m�fe↵
Pann
P. A. R. Ade et al. 2016
se obtiene
fe↵
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Historia Térmica y CMB
m� = 200 MeV
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Detección
� = J(�⌦) · 14⇡
h�vi2m2�
ZdE
dN
dE �
[9] V. Gammaldi, V. Avila-Reese, O. Valenzuela, and A. X. Gonzales-Morales, Phys. Rev. D94, 121301 (2016), 1607.02012.
[10] K. K. Boddy, K. R. Dienes, D. Kim, J. Kumar, J.-C. Park, and B. Thomas, Phys. Rev. D94, 095027 (2016), 1606.07440.
log
10
(JDraco
/GeV2cm�5) = 19.05+0.22�0.21[10]
log10(JGC/GeV2cm
�5) ⇠ 19��23[9]
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
DetecciónNs ⇠ N�
pNb N� = 5
Ns = � · Tobs ·Ae↵ Nb /Z
dEd�bdE
h�vi > 10p
Nb1
R E+E� dE
dNdE
4⇡
Ae↵
Tobs
Jm2�
Construimos un detector hipotético ~ eASTROGAM
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
200 400 600 80010�29
10�28
10�27
10�26
10�25
h�vi
(cm
3s�
1)
�� ! ��
200 400 600 800
m� [MeV]
�� ! �⇡0
200 400 600 800
�� ! ⇡0⇡0
PlanckCORE5� detectable signal
Proyección de restricciones con CORE+ [12] Pann < 1.38⇥ 10�28cm3s�1GeV�1Planck [13] Pann < 4.1⇥ 10�28cm3s�1GeV�1
[12] E. Di Valentino et al. (CORE) (2016), 1612.00021.
[13] P. A. R. Ade et al. (Planck), Astron. Astrophys. 594, A13 (2016), 1502.01589.
Draco
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
200 400 600 80010�29
10�28
10�27
10�26
10�25
10�24
10�23
10�22
h�vi
(cm
3s�
1)
�� ! e+e�
200 400 600 800
m� [MeV]
�� ! µ+µ�
200 400 600 800
�� ! ⇡+⇡�
PlanckCORE5� detectable signal
[12] E. Di Valentino et al. (CORE) (2016), 1612.00021.
[13] P. A. R. Ade et al. (Planck), Astron. Astrophys. 594, A13 (2016), 1502.01589.
Proyección de restricciones con CORE+ [12] Pann < 1.38⇥ 10�28cm3s�1GeV�1Planck [13] Pann < 4.1⇥ 10�28cm3s�1GeV�1
Draco
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Proyección de restricciones con CORE+ [12] Pann < 1.38⇥ 10�28cm3s�1GeV�1Planck [13] Pann < 4.1⇥ 10�28cm3s�1GeV�1
[12] E. Di Valentino et al. (CORE) (2016), 1612.00021.
[13] P. A. R. Ade et al. (Planck), Astron. Astrophys. 594, A13 (2016), 1502.01589. GC
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Proyección de restricciones con CORE+ [12] Pann < 1.38⇥ 10�28cm3s�1GeV�1Planck [13] Pann < 4.1⇥ 10�28cm3s�1GeV�1
[12] E. Di Valentino et al. (CORE) (2016), 1612.00021.
[13] P. A. R. Ade et al. (Planck), Astron. Astrophys. 594, A13 (2016), 1502.01589. GC
J. Reynoso, AXGM, S. Profumo, 2017(Diapositvas J. Reynoso)
Trabajo a futuro
❖ Restricciones en reionización con observaciones HI-21cm.
❖ Restricciones a partir de objetos “raros” como cúmulos globulares que parecen galaxias dSph’s.
❖ Cotas que provienen de LSS con Surveys de galaxias (Modelos con interacciones).
The effect of Dark Matter annihilations in the 21 cm HI transition at high redshift General Introduction
Gracias