¿Qué tan borroso es el universo?

• Título original: Fuzzy Dark Matter at Cosmic Dawn: New 21-cm Constraints
• Autores del artículo: Olof Nebrin, Raghunath Ghara and Garrelt Mellema
• Institución del primer autor: Departamento de Astronomía y el Centro Oskar Klein, Universidad de Stockholm
• Estado de la publicación: publicado en JCAP, disponible en arXiv
• Astrobite original: How fuzzy is the universe? por Alex Gough

Crédito de la imagen destacada:  Astrobites

Hay un problema en cosmología! A pesar de varios éxitos a largas escalas cosmológicas, el modelo cosmológico estándar— llamado el modelo Lambda-CDM— produce resultados incorrectos a escalas más pequeñas, es decir, en galaxias individuales. Estos problemas vienen de la parte CDM del modelo: la materia oscura fría. El artículo del día de hoy busca resolver estos problemas al remplazar la materia oscura fría del modelo Lambda-CDM con un diferente tipo de materia oscura: la materia oscura borrosa (FDM, por sus siglas en inglés).

Las teorías generales de formación de estructura predicen que la materia oscura se colapsa antes que la materia regular, lo cual acaba formando a las estructuras unidas del universo (galaxias y agrupaciones) dentro de un “halo” más grande de materia oscura. El modelo Lambda-CDM predice que la densidad de materia oscura en el centro de estos halos tiene que ser muy alta (esta region central se le llama cúspide). Sin embargo, medidas de galaxias enanas parecen indicar que el halo de materia oscura forma un “núcleo” central plano extendiéndose desde el centro hacia unos millones de años luz en vez de un cúspide denso. Este “problema” de galaxias enanas es discutido en más detalle en este astrobite (en inglés), y es el primero de los problemas que FDM espera resolver.

Aparte de predecir los centros con cúspides de las galaxias enanas, el modelo Lambda-CDM también predice que debería de haber más galaxias enanas que observamos en órbita alrededor de la Vía Láctea. Este es el segundo problema que FDM espera reparar, se llama “el problema de los satélites desaparecidos“. Arreglar ambos de estos problemas simultáneamente generalmente es difícil (otra teoría de materia oscura, materia oscura tibia, puede resolver uno de estos problemas a la vez, pero no ambos) lo cual hace que FDM sea una solución atractiva.

¿Qué es lo que lo hace borroso?

La idea detrás de la materia oscura borrosa es hacer materia oscura a través de una nueva partícula extremadamente ligera.

Las partículas ligeras de la materia oscura empiezan a mostrar sus propiedades cuánticas en escalas astronómicas. En particular, las partículas de materia oscura se comportarán como ondas en vez de partículas individuales en escalas astronómicas, lo cual esparce su influencia gravitacional. La longitud de onda de una partícula es influenciado por su masa, con las partículas más pesadas teniendo longitudes de ondas más pequeñas. Para tener la longitud de onda correcta para resolver ambos problemas mencionados, la partícula de materia oscura necesita tener una masa alrededor de 10⁻²² eV/c², lo cual es 27 órdenes de magnitud más ligera que un electrón! Este “esparce” de la materia negra a una onda implica que la materia negra no se puede juntar mucho material en tamaños más pequeños que su propia longitud de onda (lo cual resolvería la falta de galaxias enanas), y causa que los cúspides densos el cual el modelo de Lambda-CDM predice se vuelven más lisas. Para agregar a la atracción de este modelo, en escalas más grandes que la longitud de onda de las partículas FDM, lo borroso deja de importar y las partículas FMD actúan de la misma manera que las de CDM, lo cual conecta al modelo con el éxito a grandes escalas de Lambda-CDM.

Buscando partículas FDM usando las primeras estrellas

Los autores del artículo de hoy usan la frecuencia de la formación de estrellas en el universo joven para seguir la rapidez de la formación de estructura. Se espera que las primeras estrellas se formaron en pequeñas galaxias enanas (el tipo de estructura que el modelo FDM limita). Podemos probar que tan pesado la masa de FDM puede ser basado en la frecuencia de la formación de estrellas en la época de reionización. Como el universo se estaba convirtiendo de hidrógeno neutral a gas ionizado en esta época, la información de ella se muestra en la línea espectral de hidrógeno de 21 cm.

Los modelos de este artículo dependen de la masa de FDM y las cantidades astrofísicas. Por ejemplo, que fracción de gas termina en estrellas y que tan eficiente la luz de UV de las estrellas ioniza el hidrógeno neutral. Para una masa de FDM específica, estas cantidades astrofísicas fueron estimadas al requerir que la reionización acabe al tiempo correcto para poder compararse con otras observaciones.

Los autores de este artículo calculan el efecto de estos modelos de FDM en diferentes señales que pueden ser medidas usando la línea de 21cm. El efecto más simple y con más restricciones se muestra en la Figura 3, la cual muestra la luminosidad total de la línea de 21cm a través del tiempo. El punto más alto de la señal (en el fondo de la inmersión) ocurre después y es más delgado para modelos de FDM en vez del modelo Lambda-CDM. El experimento de alta banda de EDGES restringe la anchura de la señal, la cual impone una restricción en las masas permitidas en FDM.

Después de considerar todos los efectos en la línea de 21cm (no solamente el brillo total), los autores encontraron que, para poder ser compatibles con los datos de alta banda de EDGES, el límite inferior de la masa de FDM tiene que ser 6×10^-22 o 20×10⁻²² eV/c², dependiendo de que tan conservativos eran al estimar las cantidades astrofísicas. Desafortunadamente para FDM, una masa de esta cantidad indica que la longitud de onda de FDM es demasiado pequeña para poder resolver los problemas del modelo Lambda-CDM. Así que, mientras que no comprueba que FDM no sirve, sí indica que requerimos de una solución diferente para resolver los problemas impuestos por el modelo Lambda-CDM. Por lo tanto, la misión para resolver la naturaleza de la materia oscura continua!

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