Post on 29-May-2019
Restricciones a modelos de materia oscura en escalas galácticas
Alma X. González-MoralesDCI-UGTO
30/07/2015
Referencias…
✤ Gamma-Rays from dSphs: arXiv:1406.2424 (me, S. Profumo, F. Queiroz)
✤ Internal dynamics of dSphs: arXiv:1404.1054 (me, S. Profumo, A. Diez-Tejedor) , others in preparation…
El NO problema de los satellites faltantes
Klypin et. al 1999
“Is there a missing satellites problem with CDM?” the answer is likely to be “No” in the era of DES and LSST. Hargis et. al. 2014
¿Qué tanta sub-estructura puede haber en las escalas más pequeñas?
Pruebas en binarias abiertas (See also Penarrubia et. al 2010, )
Pruebas en escalas del Sistema Solar
Gonzalez-Morales et. al 2012
Pontzen & Governato 2013
Los perfiles de densidad de dSphs
Jardel & Gebhardt 2013
Walker & Peñarrubia 2011
Most likely there is no universal density profile. But the
resultant of an interplay between dark matter properties and baryonic effects.
Galaxias enanas esferoidales : Estructuras muy prometedoras para restringir las propiedades de la materia oscura.
✤ Galaxias más cercanas y pequeñas bien identificadas y con información de la dinámica interna.
✤ Muy dominadas por materia oscura a todo radio (M/L~ 10-2000)
✤ Incremento en el número de sistemas detectados
Dos observaciones a considerar:- Dinámica interna - Detección de rayos gamma (para modelos
acoplados al SM)
Dinámica interna de las dSphs
�2
los
=2G
I(R)
Z 1
Rdr0⌫(r0)M(r0)(r0)2��2F (�, R, r0) .
Ecuación de Jeans con
anisotropia constante
Restricciones de Rayos Gamma provenientes de la aniquilación de materia oscura.
No señal de restricciones a DM �-ray
h�vi Vs m�
Rayos gamma provenientes de la aniquilación
Flujo de rayos gamma
�(�⌦) =1
4⇡
h�vi2m�
Z Emax
Emin
dN�
dE�dE�
!J�⌦
Física de Partículas Astrofísica
Distribución de materia oscura
J�⌦
=
Z
�⌦
Z
los
⇢2dld⌦
Restricciones actuales
FERMI toma en cuenta las incertidumbres asociadas al
perfil de densidad, siempre que escale como:
con ⇢ / r�� � < 1.2
Ackerman et. al. 2015
¿Cómo cambian estas restricciones si las dSphs albergan IMBHs?
Jenny E. Greene Nature Communications 2012
IMBHstellarBH
SMBH
< 80M� & 106M�102 � 105M�
✓ ✓?
(1) Elegimos un modelo de halo consistente con la dispersión de velocidades observada para cada dSph. Usamos dos tipos de perfil, NFW (cusp) y Burkert.
(2) Asignamos una masa al agujero negro de cada galaxia usando diferentes métodos :
Mbh = 0.0013L⇤-Magorrian relation:
Mbh
M�=
8<
:106.91
⇣�⇤
100 km/s
⌘4(�⇤ � 6 kms)
100 (�⇤ < 6 km/s).-Tremaine:
Mbh
M�=
(108.32
��⇤
200 kms�1
�5.64(�⇤ � 15 kms)
100 (�⇤ < 15 km/s).-McConell & Ma:
El efecto de los agujeros negros…
El factor J depende de la física de partículas en este caso...
Annihilation Core
⇢max
= 3⇥ 1018⇣ m�
100GeV
⌘✓10�26cm3s�1
h�vi
◆M�kpc
�3
J�⌦ =
Z
�⌦
Z
los
⇢2(r(l, ✓), h�vi,m�
) dld⌦
Usamos las restricciones originales de FERMI de base
h�viJ = h�vibhJbh (h�vibh,m�) 8 m�.
Resolvemos para h�vibh
Comentarios
✤ Estos resultado indican que la presencia de agujeros negros de masa intermedia en galaxias enanas descartaría completamente que la aniquilación de materia oscura sea la fuente del exceso de rayos gamma en el centro de la Galaxia, independientemente del canal de aniquilación.
✤ La conclusión más conservativa es que la presencia de agujeros negros de masa intermedia induce una gran incertidumbre en las restricciones a la sección eficaz de aniquilación Vs masa
✤ Fornax y UMi parecen ser los mejores candidatos para buscar por IMBHs y que pondrían restricciones muy fuertes.
✤ Estamos refinando el análisis para incluir los efectos del agujero negro antes de realizar el análisis de likelihood.
Restricciones a modelos the DM usando solo la dinámica interna
de dSphs: eg. modelos BEC (Olvidemos la aniquilación de DM por ahora)
Bose Einstein Condensate DM (aka Wave DM, Scalar Field DM, Axion like …)
✤ Si la materia oscura es un bosón, ésta puede encontrarse en un estado de condensado de Bose, lo que puede ser descrito en terminus de un campo clásico.
10�15M�
✤ El “tamaño” del condensado, una vez que éste colapsa en una configuración autogravitante depende de las propiedades del campo. Por ejemplo para el Axion, las estructuras más pequeñas y menos masivas son del orden de
✤ Para otros campos, con la elección adecuada de los parámetros, es posible que se formen estructuras de condensado de tamaños galácticos.
✤ Tenemos dos opciones: Campo escalar con auto-interacción, o sin ella.
✤ Para el caso con interacción, se tiene un perfil universal de densidad de masa para las configuraciones localizadas, estáticas y esféricamente simétricas
⇢(r) =
8<
:⇢c
sin(⇡r/rmax
)
(⇡r/rmax
)
for r < rmax
0 for r � rmax
.
Pero...
rmax
=p
⇡2⇤/2 (~/mc)
⇤ ⌘ �m2Planck/4⇡m
2 >> 1
Resultados previos para LSB y galaxias enanas
Galaxy DDO 124
rmax
⇡ 6kpc
Diferentes análisis encuentran
pero con una gran dispersión entre diferentes sistemas
A. Arbey, J. Lesgourgues and P. Salati 2013, Matos & Robles 2013, and others…
Restricciones al modelo con interacción
Encontramos un valor común rmax
⇡ 1kpc
excluido a mas dermax
⇡ 6kpc 5�Los parámetros del trazador fueron
marginalizados usando las barras de error observacionales
Otros argumentos…
Este BEC puede a lo mas formar un núcleo de ~1 kpc galaxias más grandes. Por tanto necesitara estar embebidos en una “nube” de partículas. Esto sucederá también para el caso de campo escalar
sin interacción.A. Diez-Tejedor, AXGM, S.Profumo, PRD, 04/2014
Este tipo de estructuras aparecen en simulaciones de formación de estructura de campo escalar sin interacción. Los halos parecen estar formados por una solución BEC en las regiones internas que se pega a un perfil tipo NFW en las partes externas.
Schive et al. (2014)
⇢(r) = ⇢sol
8>>><
>>>:
1
(1 + (r/rsol
)
2
)
8
for r < r✏
⇢NFW
r/rs (1 + r/rs)2
for r � r✏
.
Parametrizamos el perfil como:
r✏ = rsol
(✏�1/8 � 1)1/2
⇢nfw = ✏
r✏rs
✓1 +
r✏rs
◆2!
Where:
rsol
=
⇢sol
2.42⇥ 109 M�kpc�3
⇣ ma
10�22eV
⌘2
��0.25
Para cualquier galaxia tenemos 3 parámetros
libres ⇢sol
, ✏, rs
y uno que debe ser fijo de la teoría, pero que no conocemos
ma
Una vez más usamos dSphs*: Análisis Individual
No obtenemos información de donde ocurre la transición ni del radio de escala.
Análisis conjunto:
Definimos un likelihood que incluye la información de las 8 galaxias: con 4 parámetros libres para cada una y un parámetro libre GLOBAL, la masa del SF.
En total tenemos 33 parámetros que ajustar.
L(ma |{✓i},�i ) =Y
i
Li
Li
�⇢isol
, ✏i, ris
�=
NiY
j=1
exp
� 1
2
(
�iobs
(Rj)��(Rj ,ma,⇢isol
,✏i,ris
)
)
2
Var[�iobs
(Rj)]
�
p2⇡Var[�i
obs
(Rj)].
Combinado
Individual
Priors uniformes
�3 < log 10
⇣ ma
10
�22
eV
⌘< 3.
�2.5 < log 10
✓⇢i,sol
kpc
◆< 2.5 ,
�7 < ln (✏i) < 7 ,
�10 < ln (rs
) < 3 ,
�3 < � ln (1� �i) < 3 .
0.2 1 3 5 7ma/10�22 eV
Lik
elih
ood
This work
Marsh & Pop
Schive et al
Lora et al
ma = 2.4+1.3�0.6 ⇥ 10�22 eV
Restricciones a la masa del SF
✤ At small scales the correlation function is related to the halo density profile
1108.1195v2Watson et. al 2012
The bias depend on the smallest substructure present ?
HOD depends on a minimum mass
of the halo
Otros observables interesantes:
Perspectivas✤ BEC/Axion-like son candidatos plausibles para conformar la materia
oscura.
✤ BEC/Axion-like presenta comportamientos diferentes en las escalas galácticas. Se ha empezado a estudiar la formación de estructura en estos tipos de modelos con simulaciones numéricas, pero se requieren más esfuerzos.
✤ Tenemos planeados muchas más pruebas en proceso para confrontar los modelos BEC-DM buscando probar la consistencia entre diferentes observables.
✤ Buscamos entender las condiciones para las cuales se puede formar el BEC y las diferencias en el proceso de formación de estructura con respecto al paradigma LCDM.