Neutrinos estériles y la señal a 3,5 keV observada por XMM-Newton.
La detección directa de las partículas de materia oscura es muy difícil. Los neutrinos estériles son candidatos firmes a la materia oscura. Los neutrinos son fermiones levógiros. Si fueran fermiones de Dirac, deben existir neutrinos dextrógiros de gran masa aún no observados. Estos neutrinos estériles pueden constituir la materia oscura fría (cold) del modelo cosmológico de consenso ΛCDM.
En febrero de 2014, el telescopio espacial de rayos X de la ESA llamado XMM-Newton (X-ray Multi-Mirror Mission) observó una señal picada en 3,5 keV (en rigor (3,55–3,57)±0,03 keV) que se puede interpretar como resultado de la aniquilación de neutrinos estériles con una masa de unos 7,1 keV. Estos neutrinos estériles de masa intermedia son candidatos a materia oscura cálida (warm) en el modelo cosmológico ΛWDM (compatible hasta cierto grado con el ΛCDM). El artículo que descubrió esta señal, citado más de 250 veces, es Esra Bulbul et al., “Detection of An Unidentified Emission Line in the Stacked X-ray spectrum of Galaxy Clusters,” The Astrophysical Journal 789: 13 (2014), doi:10.1088/0004-637X/789/1/13, arXiv:1402.2301 [astro-ph.CO].
Por desgracia, la señal de 3,5 keV no ha sido observada por XMM-Newton en la galaxia enana del Dragón (UGC 10822), una de las galaxias satélites de la Vía Láctea. Esta galaxia enana está dominada por la materia oscura. Por ello, el nuevo resultado refuta la interpretación de la línea de 3,5 keV como resultado de la aniquilación de neutrinos estériles. El nuevo artículo es Tesla E. Jeltema, Stefano Profumo, “Deep XMM Observations of Draco rule out a dark matter decay origin for the 3.5 keV line,”arXiv:1512.01239 [astro-ph.HE].
Los neutrinos tienen quiralidad izquierda y los antineutrinos quiralidad derecha. No se han observado neutrinos con quiralidad derecha, ni antineutrinos con quiralidad izquierda. Si los neutrinos son fermiones de Majorana, serán idénticos a los antineutrinos y lo que ahora llamamos antineutrinos son en realidad neutrinos de quiralidad derecha. Pero si los neutrinos son fermiones de Dirac, entonces deben existir neutrinos aún no observados con quiralidad derecha y antineutrinos aún no observados con quiralidad izquierda. Estos neutrinos y antineutrinos estériles deben tener una gran masa (comparada con la de los observados) y por ello son firmes candidatos a la materia oscura fría (o cálida).
La figura está extraída de Ricky Nathvani, “Dark Matter: A New Hope,”Quantum Diaries, 05 Dec 2015.
Un neutrino estéril puede desintegrarse en un neutrino con emisión de un fotón vía este diagrama de Feynman. El fotón se emite con una energía similar a la mitad de la masa del neutrino estéril. En los lugares donde hay gran cantidad de materia oscura (como el centro de las galaxias) se espera observar estos fotones. Por ello, la señal observada por XMM-Newton se puede interpretar como resultado de la desintegración de neutrinos estériles (Alexander Merle, Aurel Schneider, “Production of Sterile Neutrino dark matter and the 3.5 keV line,” Physics Letters B 749: 283–288 (07 Oct 2015), doi:10.1016/j.physletb.2015.07.080; arXiv:1409.6311 [hep-ph]).
La interpretación de la señal a 3,5 keV observada por XMM-Newton ha generado mucha polémica por varias razones. Por ejemplo, la resolución espectral de XMM-Newton no es suficiente para realizar la detección directa de esta línea en un solo cúmulo galáctico; por ello, el artículo de Bulbul et al. acumuló las señales observadas en 73 cúmulos galácticos.
Además, la señal de 3,5 keV asociada a una partícula (neutrino estéril) con una masa de 7 keV/c2 implica materia oscura cálida (warm dark matter), en lugar de materia oscura fría (cold dark matter); esta última se suele asociar a una partícula WIMP con una masa de unos 100 GeV/c2.
Los modelos cosmológicos prefieren la materia oscura fría y descartan la materia oscura caliente. Pero la materia oscura cálida formada por neutrinos estériles de unos 7 keV no se puede descartar por completo. Un reciente artículo muestra que es compatible con los modelos de formación galáctica y con las observaciones de galaxias satélites en el entorno de la Vía Láctea (Mark R. Lovell et al., “Satellite galaxies in semi-analytic models of galaxy formation with sterile neutrino dark matter,” arXiv:1511.04078 [astro-ph.CO]).
La opinión de los expertos está dividida. Hay artículos a favor de la interpretación de la señal de 3,5 keV como materia oscura cálida y artículos en contra. Por ejemplo, la interpretan como emisión de plasmas en los núcleos galácticos L. Gu et al., “A novel scenario for the possible X-ray line feature at ~3.5 keV: Charge exchange with bare sulfur ions,” Astronomy & Astrophysics 584: L11 (Dec 2015), doi: 10.1051/0004-6361/201527634, arXiv:1511.06557 [astro-ph.HE].
La interpretación de la señal observada por XMM-Newton en la galaxia enana del Dragón como resultado de la aniquilación de neutrinos estériles con una masa de 7 keV se descarta al 99% C.L. La explicación más probable para la señal observada es la línea XVIII del ión potasio (K) según Jeltema y Profumo en su reciente artículo. En este blog ya nos hicimos eco de este posible origen para la línea observada por XMM-Newton (“El potasio y el cloro podrían explicar la línea de rayos X a 3,5 keV en el centro galáctico,” LCMF, 12 Ago 2014).
En resumen, la señal a 3,5 keV ha dado mucho que hablar y dará mucho que hablar en los próximos años. La opinión está dividida, pero parece decantarse hacia un origen astrofísico, no relacionado con la materia oscura cálida.
Ni neutrinos estériles, ni otras partículas con masa en la escala de los keV.
