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¡Sintonízate! Antenas de Radio, FRB’s y la Materia Oscura

Título Original:Detecting Dark Matter Substructure on Small Scales with Fast Radio Bursts«
Autores: Huangyu Xiao, Liang Dai, Matthew McQuinn.
Fecha de publicación: 16 de Enero del 2024.
Estado del artículo: Publicado en Phys. Rev. D

Históricamente, las primeras observaciones de la materia oscura se realizaron en escalas galácticas, como las curvas de rotación, y en cúmulos de galaxias, como el famoso Cúmulo de Bala. Posteriormente, en escalas más grandes, la cosmología moderna ha utilizado la materia oscura para entender la formación de estructuras y el universo temprano, como se observa en el Fondo Cósmico de Microondas (CMB, por sus siglas en inglés). Por otro lado, en escalas menores, las galaxias enanas han despertado gran interés debido a los límites que presentan en cómo los halos de materia oscura pueden albergar bariones. Estas galaxias representan un laboratorio crucial para estudiar la distribución de materia oscura.

Sin embargo, el límite de nuestro conocimiento llega con los subhalos aún más pequeños. ¿Son estos subhalos similares a los predichos por la teoría de materia oscura fría (CDM)? ¿Podrían ser más concentrados debido a procesos microscópicos desconocidos? O tal vez, ¿hay menos subhalos de los predichos debido a algún mecanismo físico desconocido? Estas preguntas nos llevan a explorar las pequeñas escalas de la materia oscura, donde los estallidos rápidos de radio (FRBs, por sus siglas en inglés) y las lentes gravitacionales podrían ofrecer respuestas cruciales.

¿Qué son los FRBs?

Los FRBs son pulsos de ondas de radio que duran apenas milisegundos y provienen de regiones lejanas del universo. Aunque todavía no comprendemos completamente su origen, sabemos que son extremadamente compactos y brillantes. Además, algunos FRBs son repetitivos, lo que significa que emiten pulsos múltiples a lo largo del tiempo. Y cuando el universo te da un reloj natural… ¡no queda más opción que usarlo!

Lentes gravitacionales y retrasos en los tiempos de llegada

Las lentes gravitacionales se producen cuando una concentración masiva de materia, como una galaxia o halos de materia oscura, deforman el espacio-tiempo, haciendo que la luz de una fuente distante, como un FRB, cambie su trayectoria. El efecto de lente gravitacional conlleva un retraso en los tiempos de llegada de la luz desde la fuente hasta nosotros en la Tierra, y hay dos fenómenos distintos en juego.

Por un lado, está el retraso geométrico, que se debe a que los caminos recorridos por los rayos de luz tienen diferentes longitudes. Las imágenes más alejadas de la línea directa entre la fuente y el observador recorrerán distancias mayores, causando que su llegada sea más tardía. Por otro lado, está el retraso de Shapiro, un efecto consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo provocada por la masa de la lente gravitacional. Cuando la luz pasa cerca de esta masa, experimenta una dilatación temporal adicional debido al campo gravitacional (una consecuencia de la relatividad general, ¡gracias Einstein!). Este retraso depende de la distribución y densidad de masa en la lente, proporcionando información acerca de la materia oscura presente en los alrededores.

“Sintonizando” nuestras antenas a lo desconocido

El estudio propone medir las diferencias en los tiempos de llegada a la Tierra de los pulsos (repetidos) de los FRBs de dos formas distintas (Figura 1). Una de las opciones involucra mandar antenas de radio al espacio, y separarlas por decenas de unidades astronómicas (AU, por sus siglas en inglés), donde una AU equivale a la distancia promedio entre la Tierra y el Sol. 

Figura 1: Una ilustración esquemática del escenario físico que estudiamos en este trabajo. A la izquierda, mostramos dos antenas de radio en el sistema solar, separadas por 100 AU, de manera que ambas puedan observar la misma fuente de FRB (estallido rápido de radio) desde dos líneas de visión diferentes. A este sistema lo llamamos «Sistema de 2 Antenas». Cada línea de visión estará influenciada por diferentes retrasos temporales de Shapiro causados por cúmulos de materia oscura en el camino. Como resultado, la serie temporal del campo eléctrico del FRB (representada por la curva naranja del pulso) tendrá tiempos de llegada diferentes, los cuales pueden medirse con una precisión mucho mayor que la frecuencia de las ondas de radio. A la derecha, se ilustra un FRB que ha sido fuertemente lenteado gravitacionalmente, formando dos imágenes. A este escenario lo llamamos «Sistema de 2 Imágenes». Cada una de las imágenes experimentará diferentes retrasos de Shapiro debido a subestructuras de materia oscura en su trayectoria, y estas diferencias variarán con el tiempo. Fuente: Figura 1 del artículo original.

Al posicionar dos o más antenas espaciales a estas distancias, podríamos identificar pequeñas variaciones en los tiempos de llegada de las señales (retraso de Shapiro), las cuales podrían estar influenciadas gravitacionalmente por la presencia de estructuras de materia oscura en el trayecto (Figura 1, panel izquierdo).

Otra estrategia (quizás más económica) depende de una señal de FRB repetitiva que experimenta un efecto de lente gravitacional fuerte y de una antena de radio en la Tierra. Cuando la luz proveniente de la FRB pasa cerca de una masa muy grande, se pueden formar múltiples imágenes. Estas imágenes llegan al observador tras recorrer caminos ligeramente distintos y atravesar distintas regiones con distribuciones de materia oscura (Figura 1, panel derecho). Esto permite estudiar con detalle cómo está estructurada la materia oscura a pequeñas escalas, revelando sus propiedades y patrones de distribución.

¿Qué podemos aprender acerca de la materia oscura usando este método?

Como hemos destacado anteriormente, la materia oscura ha sido observada en diversas escalas, desde galácticas hasta cosmológicas, pero aún existen limitaciones significativas en nuestro conocimiento, especialmente cuando se trata estructuras a escalas más pequeñas. En este contexto, el enfoque propuesto en el artículo original ofrece una ventana para explorar estas pequeñas escalas. Aunque el modelo estándar CDM predice la existencia de estructuras de materia oscura con masas inferiores a un millón de veces la masa del Sol, no hay observación a la fecha que verifique que este es el caso. El motivo es bien simple: a estas escalas, los halos de materia oscura no son lo suficientemente masivos para atraer bariones, por lo cual son completamente oscuros. Este vacío de evidencia directa hace que métodos como el presentado en el estudio sean especialmente valiosos.

La sensibilidad de esta técnica podría llegar a detectar estructuras tan pequeñas como 1 AU, con masas de hasta 10⁻⁸ veces la masa del Sol, lo que podría proporcionar evidencia clave para teorías como la existencia de «mini-halos» formados por axiones, partículas hipotéticas que podrían ser clave para explicar la materia oscura, o incluso agujeros negros primordiales.

Si los receptores espaciales estuvieran separados por 20 AU, este enfoque podría identificar patrones de materia oscura que se originaron en los primeros momentos del universo, con temperaturas de recalientamiento de hasta 60 MeV. Además, la observación de un FRB con múltiples imágenes durante 10 años podría proporcionar una resolución tan precisa que equivaldría a un «telescopio natural» con un tamaño efectivo de 2000 AU.

Figura 2: La sensibilidad para medir la variación temporal en la diferencia de llegada de los pulsos de FRBs repetitivos se examina en los escenarios de «2 Antenas» y «2 Imágenes». En el escenario de «2 Imágenes», la fuente repetitiva de FRBs está fuertemente lenteada gravitacionalmente, lo que genera múltiples imágenes observables. El espectro de potencia, que describe cómo se distribuye la materia (o energía) en el universo a diferentes escalas, se representa en la gráfica con la curva negra discontinua correspondiente al modelo estándar (CDM). Por otro lado, las curvas magenta y verde discontinuas muestran los espectros de potencia asociados con los mini-halos de axiones (AMCs, por sus siglas en inglés), posibles estructuras formadas por partículas hipotéticas de materia oscura. Para el escenario de «2 Antenas», se calcula la sensibilidad suponiendo una separación entre antenas de 20 AU. El espectro de potencia de la materia que está por encima de la curva naranja puede ser detectado en el escenario de «2 Imágenes», mientras que el espectro por encima de la curva roja puede ser detectado con la configuración de «2 Antenas». Encontramos que los mini-halos de axiones de QCD serían detectables con la configuración de «2 Antenas» si la separación entre estas es de 20 AU. Fuente: Figura 4 del artículo original.

No obstante, aunque este enfoque es prometedor, presenta desafíos importantes. La interferencia del medio interestelar podría afectar la precisión de las mediciones, y las variaciones causadas por el propio mecanismo generador de los FRBs podrían confundirse con señales de materia oscura. Sin embargo, al observar múltiples fuentes y repetir las mediciones, es posible minimizar estos efectos y seguir avanzando en el estudio de la materia oscura. ¡Hay que estar atentos a más ideas como esta!

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