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