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¿Cuán oscura es la materia oscura?

La materia oscura sólo ha sido detectada a través de sus efectos gravitacionales. Entre ellos se encuentran el efecto de lentes gravitacionales y las curvas de rotación galácticas. Ambos sugieren que hay mucha más materia en las galaxias y en los cúmulos de galaxias que la que observamos directamente. La explicación más común para estos efectos es que particúlas masivas pero que interactúan débilmente (WIMPs) constituyen alrededor del 80% de la masa del Universo. Estas partículas no interactúan mediante la fuerza electromagnética, es decir, no interactúan con fotones (y son, por lo tanto, “oscuras”). Para poner a prueba esta hipotésis, Davis y Silk proponen un nuevo método para cuantificar la interacción entre la materia oscura y los fotones: la búsqueda de un exceso de luz dispersada por los halos de las galaxias.

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Figura 1: Si la materia oscura y la luz interaccionan, los fotones de las regiones centrales de la galaxia (línea celeste) pueden dispersarse por la materia oscura, desviandose en la dirección del observador. Esta luz dispersada se agrega a la luz proveniente de las regiones exteriores del disco galáctico (línea anaranjada) causando que esas regiones parezcan más brillantes.

Si la materia oscura interactuara con la luz, los alrededores de las galaxias espirales serían un buen lugar para buscar signos de esta interacción. A través del estudio de las curvas de rotación, sabemos que la materia oscura es la componente dominante de la masa de las galaxias en esas regiones. Una partícula de materia oscura podria desviar o dispersar fotones provenientes de la region central y luminosa en la dirección de nuestra línea de visión. En la Figura 1 se muestra un diagrama de este proceso. Como consecuencia, las regiones más alejadas del centro de la galaxia brillarían más de lo que lo harían si no hubiese materia oscura en ellas. Si pudiéramos medir este “brillo extra”, podriamos estimar la probabilidad de que un fotón interactúe con una partícula de materia oscura, la cual es conocida como “sección eficaz”.

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Figura 2: Perfil de luminosidad de M101. Los puntos negros son datos del Dragonfly Telescope Array. Las líneas rayadas son modelos para el halo de estrellas y el disco espiral. La línea roja muestra la contribución de la luz dispersada por la materia oscura para el límite superior obtenido de la sección eficaz. La línea verde muestra la combinación de todos los componentes del modelo.

Los autores estudian el caso particular de la galaxia M101. Mediante observaciones llevadas a cabo con el Dragonfly Telescope Array, comparan el perfil de luminosidad de la galaxia M101 en la banda óptica con un modelo exponencial para el disco y una contribución adicional del halo de estrellas. Asumen, además, que la dispersión de la luz por posible polvo interestelar en la galaxia no es significativa. Debido a que el halo de estrellas es muy extendido, es dificil distinguir entre la luz del halo y la luz dispersada por la materia oscura. Como consecuencia, los autores encuentran que la máxima contribución de la luz dispersada al perfil de luminosidad de la galaxia  es consistente con las mediciones, como se observa en la Figura 2. Esto les permite obtener un límite superior del valor de la sección eficaz para la dispersion de materia oscura con fotones de σ(DM−γ) < 10-23 (m/GeV) cm2. La mejor medición indirecta de este limite es casi 10 órdenes de magnitud más pequeña que esto. Sin embargo, los autores sugieren que el método propuesto debe continuar siendo explorado, ya que la sección eficaz del proceso podría depender de la longitud de onda de la luz dispersada.

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Figura 3: Espectros de las diferentes fuentes de luz en las afueras de las galaxias. Si la sección eficaz de la dispersión de los fotones y la materia oscura aumenta con la longitud de onda, la luz dispersada por la materia oscura (línea roja) se puede distinguir más fácilmente del halo de estrellas (línea azul).

En algunos modelos de la materia oscura, la sección eficaz aumenta con la longitud de onda de los fotones dispersados. En esos casos, la luz dispersada tiene un espectro diferente del correspondiente al halo de estrellas o a la luz dispersada por el polvo interestelar.  Cuanto mayor es la longitud de onda, la contribución de la luz dispersada se vuelve más grande que otras contribuciones en las afueras de las galaxias. Este fenómeno se observa en la Figura 3. Si la dependencia de la sección eficaz con la longitud de onda es σ(DM−γ) ~ λ4 , mediciones del perfil de luminosidad de la galaxia en el infrarrojo podrían arrojar mejores límites sobre la sección eficaz. Utilizando mediciones a diferentes longitudes de onda se podría estimar la dependencia de la sección eficaz con la longitud de onda y esto ayudaría a eliminar ciertos candidatos a ser materia oscura.

Este trabajo demuestra que mediciones extendidas de los perfiles de luminosidad de las galaxias espirales pueden darnos información sobre la interacción de la materia oscura con la luz. Aún si el límite obtenido por los autores no es competitivo con respecto a los límites obtenidos mediante otros métodos de hoy en día, esta técnica podría extenderse en el futuro a otras longitudes de onda y a mayores números de galaxias. Esto ayudaría a distinguir entre luz dispersada por la materia oscura y otras contribuciones, ayudando al estudio de la naturaleza de la materia oscura. Quizas algún día podamos detectar un atisbo de luz proveniente de la componente más oscura de nuestro Universo.

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