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Halo de Matéria Escura e Anisotropia e Raios Cósmicos
Ultra Energéticos
Angela Olinto University of Chicago
Beatriz B. Siffert IF – UFRJ
Bruno Lazarotto IF – UFRJ
João R.T. de Mello Neto IF - UFRJ
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I. Introdução
Raios cósmicos com energias > 4X1019 eV vêm sendo detetados há mais de 4 décadas por diversos experimentos. No entanto, não sabemos até hoje qual a origem desses raios cósmicos ultra energéticos e que processos físicos são responsáveis por acelerar partículas a tais energias.
A produção de raios cósmicos extremamente energéticos através do decaimento ou aniquilação de partículas muito massivas de matéria escura no halo de galáxias é um candidato teórico que pode ser testado com os dados fornecidos pelo observatório Auger.
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Nesse trabalho estimo os padrões de anisotropia das direções de chegada de raios cósmicos que seriam observados na Terra, em particular pelo experimento Auger, fazendo a hipótese de que eles se originem no halo da Via Láctea e da M31.
Não me preocupo por enquanto com os aspectos quantitativos do problema, mas sim em estimar o fluxo relativo dessas duas contribuições supondo diferentes intensidades de background e apontar padrões que possam ser identificados nos dados do Auger.
Nesse cenário , as maiores contribuições de raios cósmicos na Terra viriam do halo da nossa própria galáxia e do halo da galáxia Andromêda (M31), que é a maior galáxia próxima da Via Láctea.
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II. Perfis de Densidade de Matéria escura no Halo
Existem na literatura diversas propostas de perfis de densidade para a distribuição de partículas de matéria escura como função da distância ao centro da galáxia, baseados em simulações de formação de galáxias.
sol
r
Elemento de matéria escura
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Nesse trabalho, utilizo os perfis propostos por Navarro, Frenk e White (NFW) e por Moore et al., que podem ser condensados pela seguinte expressão:
onde 0 é a densidade de matéria escura local (na posição do Sol) e R0 é distância da Terra até o centro da galáxia.
/
0
/
00
/1/
/1)(
arRr
aRr
NFW: = 1, = 3, = 1
Moore et al. : = 1.5, = 3, = 1.5
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III. Estimativa do Fluxo
Já que a Terra não se encontra no centro da Via Láctea, esperamos um fluxo de raios cósmicos não isotrópico devido ao halo da nossa galáxia.
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O fluxo em uma direção que faz um ângulo com a reta que liga a Terra ao CG é:
onde K depende do modelo adotado para matéria escura.
Supondo um mesmo perfil de densidade para a distribuição da matéria escura no halo da M31, podemos expressar o fluxo de raios cósmicos devido a essa galáxia como:
onde ~ 2 é a razão entre a massa do halo de M31 e a massa do halo da Via Láctea e D ~ 670 kpc é a distância até M31.
dsrKGaláxia )()(
dVrKDM )(
231
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Os eventos medidos pelo Auger estão sujeitos à aceitação do experimento, a chamada exposure. Ela dá a probabilidade de deteção de um evento como função de sua declinação.
Todos os mapas produzidos levaram a exposure do Auger em consideração. Além disso, todos os mapas simulam o que o Auger norte+sul veria.
Auger Sul
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Todos os mapas que serão apresentados mostram a esfera celeste na projeção de Hammer-Aitoff.
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Isotrópico Auger Sul+Norte - Coordenadas galáticas.
Mapa que seria observado pelo Auger (estação norte e sul) se o fluxo de raios cósmicos chegando na Terra fosse isotrópico:
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Fluxo Galáxia + M31 para perfil de densidade NFW.
M31
Fluxo Galáxia + M31 para perfil de densidade Moore et al.
Contribuição de M31 insignificante.
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IV. Acrescentando um background isotrópico
ΦTOTAL = (Φ GALÁXIA + Φ M31) + Φ ISOT (0<<1)
Fluxo total para perfil de densidade Moore et al. =0.2
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Fluxo total para perfil de densidade NFW e =0.2
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Podemos expandir a função intensidade de raios cósmicos na esfera na base dos harmônicos esféricos:
0
),(),(l
l
lmlmlmYaI
),(1
onde1
i
N
iilmlm Y
Na
Definimos o Espectro Angular de Potência como:
lm
lmlmal
lC 2
12
1)(
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Termo de dipolo
background background+MWNFW+M31NFW
background+MWMoore+M31Moore
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Termo de quadrupolo
background background+MWNFW+M31NFW
background+MWMoore+M31Moore
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V. Perspectivas
• Esse trabalho é muito preliminar.
• Utilizar perfis de densidade com clumps de matéria escura.
• Levar em consideração o efeito da compressão bariônica.
• Estimar contribuições das Nuvens de Magalhães.
NFW 1 3 1
NFW comp. 0.8 2.7 1.45
Moore et al. 1.5 3 1.5
Moore et al. comp. 0.8 2.7 1.65
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Referências
• Y. Mambrini, C. Muñoz, E. Nezri, F. Prada, JCAP 0601 (2006) 010.
• G.A. Medina Tanco, A.A. Watson, Astropaticle Physics 12 (1999) 25-34.
• R. Aloisio, Pasquale Blasi, Angela V. Olinto, Astrophys.J. 601 (2004) 47-53.
• N.W. Evans, F. Ferrer, S. Sarkar, Astrophys.J. 601 (2004) 47-53.
• Stelios Kazantzidis, Andrew R. Zentner, Andrey V. Kravtsov, Astrophys.J. 641 (2006) 647-664.