Las Vacas No Son Esféricas: La Forma de los Halos de Materia Oscura y sus Consecuencias

Título Original: “Line of Sight Bias in Dark Matter Inferences from Galaxy Cluster Mergers“
Autores: David Wittman, Scott Adler
Fecha de publicación: 5 de Noviembre del 2024.
Estado del artículo: Enviado a “Astrophysical Journal” (ApJ).

Históricamente, los cúmulos de galaxias han sido piezas fundamentales en la búsqueda de la materia oscura. Estos colosales sistemas compuestos de cientos o miles de galaxias, han revelado que la materia oscura es necesaria para explicar la masa total inferida a través de lentes gravitacionales. Adicionalmente, los cúmulos nos brindan una oportunidad única para estudiar las propiedades de la materia oscura a partir de colisiones entre ellos. Un ejemplo clásico es el cúmulo bala (Figura 1).

Un aspecto particularmente importante es entender qué tanto interactúa la materia oscura consigo misma, conocido como su sección eficaz de interacción. Para obtener este parámetro, los astrónomos recurren a observaciones detalladas de cómo los cúmulos se desplazan y dispersan tras los choques. Sin embargo, los métodos comúnmente utilizados suponen que los halos de materia oscura tienen una forma esférica. Este astrobito explora un nuevo estudio que examina qué pasa cuando consideramos una imagen más realista de los halos.

Halos de materia oscura = ¿vacas esféricas?

Para entender la forma de los halos de materia oscura, primero comparemos con la materia “normal” o bariónica. Cuando una nube de materia bariónica colapsa bajo la gravedad, sus partículas chocan entre sí y pierden energía, disipándola hasta formar estructuras estables, como discos. Este proceso es lo que da origen a las galaxias espirales y a los anillos planetarios, que terminan en discos debido a la conservación del momento angular. En un fenómeno como el “Cúmulo Bala,” por ejemplo, el gas de un cúmulo choca con el gas de otro, creando una onda de choque visible (ver Figura 1, color rosado).

La materia oscura, sin embargo, es como un fantasma: cualquier interacción que tenga consigo misma o con bariones es tan mínima que los elementos de una nube de materia oscura, conocida como un halo, simplemente se cruzan sin frenar o perder energía. En el ejemplo del Cúmulo Bala (Figura 1, color azul), observamos que los halos de materia oscura no generan una onda de choque y permanecen casi intactos, sin grandes alteraciones en su estructura.

Esto significa que, en lugar de aplanarse en un disco, la materia oscura tiende a permanecer en una configuración más tridimensional, formando halos “esféricos”. Esto es decididamente una aproximación, dado que hay muchos efectos (que no tienen que ver con la colisión de partículas de materia oscura) en juego.

Aproximaciones como esta son muy útiles, dado que nos permiten realizar un análisis simplificado que rescata aspectos esenciales de un sistema físico. Pensemos en la compleja topología del planeta Tierra, con todas sus montañas y depresiones: no es precisamente correcto decir que la Tierra es una esfera, y sin embargo, es tácitamente entendido que es una buena aproximación para la mayoría de las aplicaciones prácticas. A este tipo de escenarios se les da el cariñoso nombre de “vacas esféricas“, y están en todos lados en el campo de la astrofísica.

Halos de materia oscura = ¿vacas elipsoidales?

Dada la discusión anterior, muchos de ustedes podrán anticipar lo que viene: las simulaciones cosmológicas han mostrado que, en realidad, los halos de materia oscura no son perfectamente esféricos. La razón física es que en el universo, las perturbaciones de densidad iniciales que llevan a la formación de cúmulos y galaxias son influenciadas por las fuerzas de marea. De manera similar a cómo las mareas terrestres deforman el agua de los océanos, el campo gravitacional afecta a estas perturbaciones iniciales. Con el tiempo, la gravedad acentúa estas asimetrías y el resultado es una estructura de materia oscura “triaxial” o alargada (Figura 3).

Además, cuanto más masivo es el halo, más pronunciada es esta forma de panqueques. Esto es particularmente relevante en el contexto de las colisiones entre cúmulos de galaxias, que son los sistemas más masivos en el universo. La forma de los halos en estos eventos afecta la manera en que interpretamos la física de la colisión y, específicamente, nuestras estimaciones de la sección eficaz de interacción de la materia oscura.

Es importante mencionar que incluso esta versión de los hechos es una aproximación, ¡hay múltiples efectos que distorsionarian la forma de un halo de materia oscura de una manera no trivial!

Un mundo de perspectivas… ¡sesgadas!

Al observar estos choques cósmicos, vemos que las galaxias y la materia oscura dentro de los cúmulos parecen desplazarse de forma sincrónica, lo que sugiere que su sección eficaz de interacción es pequeña. Para estimar esta sección eficaz, la comunidad científica utiliza el concepto de “densidad de columna”.

Para entender la importancia de este concepto, imaginemos una situación cotidiana. Piensa en una persona tratando de cruzar una intersección llena de gente en una gran ciudad, mientras nosotros estamos esperando al otro lado de la calle (Figura 4). Desde nuestra perspectiva, hay una “pared” de gente en frente nuestro y vemos a la persona maniobrar entre los transeúntes para avanzar. Cada persona que bloquea su camino aumenta la “densidad” a la que se enfrenta.

Ahora, imagina que un amigo ve la situación en la calle adyacente a nosotros: desde esa distancia, el amigo puede ver la fila de gente caminando hacia nosotros, y a la persona tratando de cruzar. Sin embargo, no hay demasiada gente yendo hacia él. La “densidad” de gente que experimenta alguien al otro lado de la calle y la que se percibe desde la calle adyacente son distintas.

Del mismo modo, la densidad de columna en los halos de materia oscura se refiere a cuánta masa hay a lo largo de nuestra línea de visión. Y en una colisión, cuando los halos están alineados a lo largo de sus ejes mayores, la densidad de columna en el eje de colisión es mucho mayor que la que nosotros observamos desde nuestra línea de visión, que es generalmente perpendicular a este eje. Como consecuencia, al ignorar este efecto (usando la aproximación de la “vaca esférica”), atribuimos una densidad de columna menor al sistema y, por lo tanto, sobreestimamos la sección eficaz de la materia oscura.

¿Cómo cambian nuestras predicciones al incluir estos efectos?

Para explorar este sesgo, los investigadores utilizaron simulaciones de cúmulos en colisión del BigMDPL, examinando múltiples líneas de visión. Descubrieron que, en un “esquema” que sigue el eje mayor de colisión, la densidad de columna es aproximadamente el doble de la que observaríamos en un ángulo promedio. Al aplicar efectos observacionales más realistas, este factor se reduce, pero sigue resultando en una discrepancia del 25% entre la densidad experimentada y la medida. Esto significa que los límites superiores que se han propuesto para la interacción de la materia oscura podrían estar inflados en un 25% debido a este efecto de la línea de visión (Figura 5).

Este hallazgo sugiere que nuestras interpretaciones de la materia oscura en estos sistemas pueden haber sobreestimado la capacidad de esta para interactuar consigo misma. Al corregir este sesgo, futuros estudios podrán afinar los límites en la sección eficaz de la materia oscura, lo cual es fundamental para construir modelos cosmológicos más precisos y profundizar en la naturaleza de la materia oscura en el universo.

Así, este estudio no sólo desafía la visión clásica de los halos de materia oscura como (vacas-)esferas, sino que también nos recuerda que la perspectiva desde la que observamos el Universo —junto con nuestras suposiciones sobre su funcionamiento— puede influir enormemente en nuestras conclusiones. Esto es un claro ejemplo de la importancia del método científico: revisar con ojo crítico nuestras suposiciones teóricas y modelos simplificados, adaptándolos a una visión más precisa y compleja de nuestro Universo.