retinha - may/2006

Halo de Matéria Escura e Anisotropia e Raios Cósmicos

Ultra Energéticos

Angela Olinto University of Chicago

Beatriz B. Siffert IF – UFRJ

Bruno Lazarotto IF – UFRJ

João R.T. de Mello Neto IF - UFRJ

I. Introdução

Raios cósmicos com energias > 4X1019 eV vêm sendo detetados há mais de 4 décadas por diversos experimentos. No entanto, não sabemos até hoje qual a origem desses raios cósmicos ultra energéticos e que processos físicos são responsáveis por acelerar partículas a tais energias.

A produção de raios cósmicos extremamente energéticos através do decaimento ou aniquilação de partículas muito massivas de matéria escura no halo de galáxias é um candidato teórico que pode ser testado com os dados fornecidos pelo observatório Auger.

Nesse trabalho estimo os padrões de anisotropia das direções de chegada de raios cósmicos que seriam observados na Terra, em particular pelo experimento Auger, fazendo a hipótese de que eles se originem no halo da Via Láctea e da M31.

Não me preocupo por enquanto com os aspectos quantitativos do problema, mas sim em estimar o fluxo relativo dessas duas contribuições supondo diferentes intensidades de background e apontar padrões que possam ser identificados nos dados do Auger.

Nesse cenário , as maiores contribuições de raios cósmicos na Terra viriam do halo da nossa própria galáxia e do halo da galáxia Andromêda (M31), que é a maior galáxia próxima da Via Láctea.

II. Perfis de Densidade de Matéria escura no Halo Existem na literatura diversas propostas de perfis de densidade para a distribuição de partículas de matéria escura como função da distância ao centro da galáxia, baseados em simulações de formação de galáxias.

sol

rElemento de matéria escura

Nesse trabalho, utilizo os perfis propostos por Navarro, Frenk e White (NFW) e por Moore et al., que podem ser condensados pela seguinte expressão:

onde 0 é a densidade de matéria escura local (na posição do Sol) e R0 é distância da Terra até o centro da galáxia.

/

0

/

00

/1/

/1)(

arRr

aRr

NFW: = 1, = 3, = 1

Moore et al. : = 1.5, = 3, = 1.5

III. Estimativa do Fluxo

Já que a Terra não se encontra no centro da Via Láctea, esperamos um fluxo de raios cósmicos não isotrópico devido ao halo da nossa galáxia.

O fluxo em uma direção que faz um ângulo com a reta que liga a Terra ao CG é:

onde K depende do modelo adotado para matéria escura.

Supondo um mesmo perfil de densidade para a distribuição da matéria escura no halo da M31, podemos expressar o fluxo de raios cósmicos devido a essa galáxia como:

onde ~ 2 é a razão entre a massa do halo de M31 e a massa do halo da Via Láctea e D ~ 670 kpc é a distância até M31.

dsrKGaláxia )()(

dVrKDM )(231

Os eventos medidos pelo Auger estão sujeitos à aceitação do experimento, a chamada exposure. Ela dá a probabilidade de deteção de um evento como função de sua declinação.

Todos os mapas produzidos levaram a exposure do Auger em consideração. Além disso, todos os mapas simulam o que o Auger norte+sul veria.

Auger Sul

Todos os mapas que serão apresentados mostram a esfera celeste na projeção de Hammer-Aitoff.

Isotrópico Auger Sul+Norte - Coordenadas galáticas.

Mapa que seria observado pelo Auger (estação norte e sul) se o fluxo de raios cósmicos chegando na Terra fosse isotrópico:

Fluxo Galáxia + M31 para perfil de densidade NFW.

M31

Fluxo Galáxia + M31 para perfil de densidade Moore et al.

Contribuição de M31 insignificante.

IV. Acrescentando um background isotrópico

ΦTOTAL = (Φ GALÁXIA + Φ M31) + Φ ISOT (0<<1)

Fluxo total para perfil de densidade Moore et al. =0.2

Fluxo total para perfil de densidade NFW e =0.2

Podemos expandir a função intensidade de raios cósmicos na esfera na base dos harmônicos esféricos:

0

),(),(l

l

lmlmlmYaI

),(1 onde1

i

N

iilmlm Y

Na

Definimos o Espectro Angular de Potência como:

lm

lmlmal

lC 2

121)(

Termo de dipolo

background background+MWNFW+M31NFW

background+MWMoore+M31Moore

Termo de quadrupolo

background background+MWNFW+M31NFW

background+MWMoore+M31Moore

V. Perspectivas• Esse trabalho é muito preliminar.

• Utilizar perfis de densidade com clumps de matéria escura.

• Levar em consideração o efeito da compressão bariônica.

• Estimar contribuições das Nuvens de Magalhães.

NFW 1 3 1

NFW comp. 0.8 2.7 1.45

Moore et al. 1.5 3 1.5

Moore et al. comp. 0.8 2.7 1.65

Referências

• Y. Mambrini, C. Muñoz, E. Nezri, F. Prada, JCAP 0601 (2006) 010.

• G.A. Medina Tanco, A.A. Watson, Astropaticle Physics 12 (1999) 25-34.

• R. Aloisio, Pasquale Blasi, Angela V. Olinto, Astrophys.J. 601 (2004) 47-53.

• N.W. Evans, F. Ferrer, S. Sarkar, Astrophys.J. 601 (2004) 47-53.

• Stelios Kazantzidis, Andrew R. Zentner, Andrey V. Kravtsov, Astrophys.J. 641 (2006) 647-664.