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…

Pruebas en las escalas pequeñas

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

Lo mismo para el perfil de Burkert

Comparamos con las restricciones originales de Fermi

All dSphs together for different final

states.

h�vi =

qPi (h�viiJi)

2

Pi Ji

8 m�.

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.

¿Podemos definir un único parámetro de masa?

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)].

Combined

Individual

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

Predicciones para cosmología

10−23 10−22 10−214

5

6

7

8

9

10

11

mass

Z re

conservativeextreme

✤ 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.