El artículo comentado en el episodio 305 del podcast Coffee Break Señal y Ruido es Discovery of magnetic fields along stacked cosmic filaments as revealed by radio and X-ray emission enviado a MNRAS y cuya autora principal es T. Vernstrom
(https://arxiv.org/pdf/2101.09331.pdf) .
El artículo nos muestra la primera detección del brillo superficial de los filamentos cósmicos intercumulares en radio y en rayos X con una significación superior a 5-sigmas y en escalas superiores a 3 Mpc. Gracias a esta detección en radio se puede obtener el espectro de la emisión sincrotrón de dichos filamentos, de la cual además, puede deducirse la intensidad de campo magnético en los mismos (también a partir de las medidas de rayos X).
Comenzamos...
Los filamentos cósmicos son unas estructuras difusas de la web cósmica que unen los cúmulos y los grupos de galaxias. Estos filamentos se observan en las simulaciones cosmológicas y en los grandes cartografiados en óptico, uniendo grupos de galaxias. En lenguaje de grafos, podríamos decir que los filamentos son las aristas de los grafos y los cúmulos de galaxias serían los nodos.
Los filamentos intercumulares son estructuras que se encuentran permeadas por gas difuso (entre el 5% - 10% de la masa del filamento) a unas temperaturas de entre 10^5 K y 10^7 K, conformando lo que se conoce como medio intergaláctico templado. Es lógico pensar que al tener el gas tan altas temperaturas, existan también campos magnéticos permeando igualmente los filamentos. Esto se sabe porque se ha logrado detectar observacionalmente en radio y en rayos X algunos puentes intercumulares y filamentos. Por ello se deduce que han de tener una existencia generalizada, si bien, lo cierto es que solo conocemos unos cientos de cúmulos galácticos y del orden inferior a las decenas se han podido estudiar su emisión en radio.
La emisión en radio es causada por el gas difuso a estas temperaturas que hace que los electrones térmicos, en presencia de shocks producidos por la interacción con los cúmulos de galaxias ganen energía y al entrar en interacción con los campos magnéticos, terminen girando en torno a las líneas de campo magnético y dando lugar a emisión sincrotrón.
La emisión en rayos X se debe precisamente al efecto Compton inverso, que consiste en la colisión de estos electrones acelerados que hemos mencionado anteriormente colisionando con fotones que tienen menor energía que los electrones incidentes. El resultado de esa colisión es precisamente un fotón en rayos X.
Para hacernos una idea, recientemente con eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array), Reiprich et al. (2020) han detectado un filamento entre dos cúmulos de unos 15 Mpc.
Hasta ahora...
La forma de estudiar la emisión de estos filamentos y su magnetismo ha sido a través de:
(1) Estudios en radio.
En este grupo se han realizado distintas aproximaciones fundamentalmente a través de la caracterización de correlaciones cruzadas entre observaciones en radio y simulaciones cosmológicas magnetohidrodinámicas, dando resultados por ejemplo de intensidades de campo magnético 0.03 - 0.13 microGauss en los filamentos (ver p.ej. Brown et al. 2017). O bien correlaciones entre las observaciones en radio y trazadores de la estructura a gran escala como las observaciones en infrarrojo lejano, obteniéndose en este caso campos de entre 0.03 - 1.98 microGauss (ver p.ej. Vernstrom et al. 2017).
(2) Estudios de la rotación de Faraday.
Es otra de las técnicas utilizadas para trazar el magnetismo a gran escala, siendo sus resultados ligeramente inferiores a las cotas obtenidas anteriormente, es decir, intensidades de campos magnéticos intergalácticos de entre 4 y 10 nanoGauss (ver p.ej. Pshirkov et al. 2016, O'Sullivan et al. 2019, Vernstrom et al. 2019) o de 0.2 microGauss obtenidos con LOFAR (ver Locatelli et al. 2021).
Qué hay de nuevo...
Los estudios descritos anteriormente se han realizado sobre detecciones concretas pero ante la falta de datos para hacer un estudio más robusto, los autores del artículo han recurrido a una técnica muy utilizada en astrofísica cuando tratamos de ver algo muy débil y es la técnica conocida como apilado (stacking).
Consiste precisamente en apilar distintas observaciones, de manera que la señal se sumará de manera coherente, mientras que el ruido no lo hará. El principal problema es que para tener una buena relación señal-ruido hay tener un gran número de observaciones pues el ruido disminuye como 1/raíz2(N) siendo N el número de observaciones.
En la aplicación al problema del artículo, los propios autores señalan que esta técnica puede ser problemática para el estudio de filamentos pues no se conocen su posición. No obstante, solventa esto utilizando un catálogo de galaxias luminosas en rojo (LRGs en inglés) observadas con el cartografiado realizado por el Sloan Sky Digital Survey, para el cual se han medido son los la luminosidad de las galaxias sino también sus redshifts (distancias grosso modo) fotométrico y espectroscópico. El número total de galaxias LRG es de casi 1 400 000. Esta galaxias luminosas suelen estar situadas en los centros de los cúmulos y grupos de galaxias. Las simulaciones predicen que hasta en un 75% de los casos esto es así, por tanto, los autores utilizand estos datos para trazar las posiciones de lo que serían los cúmulos o grupos de galaxias. El catálogo de LRGs es lo que se llama su proxy. Esto es bastante común no solo en este estudio sino también en otros que involucran cúmulos.
Para realizar el apilado utilizan observaciones de radio y rayos X. En el rango de radio utilizan observaciones de GLEAM (Galactic and Extragalactic All-sky Murchison Widefield Array) que son las obtenidas por el Murchison que se encuentra situado en Australia, es decir, son observaciones del hemisferio sur. En particular utilizan tres bandas distintas:
- GLEAM blue cuyo rango de frecuencias está entre los 139 y los 170 MHz.
- GLEAM green, entre 103 y los 134 MHz.
- GLEAM red, entre 72 y 103 MHz.
Para cubrir el hemisferio norte utilizando datos de OVRO-LWA (Owens Valley Radio Observatory Long Wavelength Array) y utilizan solo los de 73 MHz.
En el rango de los rayos X, utilizan los datos del satélite ROSAT: su banda total cuya energía está entre los 0.1 y los 2.4 keV, la banda de energía dura entre los 0.4 y los 2.4 keV y la banda blanda entre los 0.1 y los 0.4 keV.
Respecto a las galaxias LRGs, imponen una serie de criterios para los pares en el espacio real y angular, esto es, que la separación comóvil entre pares de LRGs sea inferior a 15 Mpc y su separación angular esté entre 20 y 180 arc min. Tras la imposición de estos criterios, quedan 390 808 galaxias. Los datos promedios de este subcatálogo resultante son:
- Separación angular promedio de los pares 82 arcmin.
- Separación comóvil promedio de los pares 10 Mpc.
- Redshift promedio 0.14 \pm 0.01 siendo el máximo de 0.716.
A lo que llegan...
Tras realizar el apilado de lo descrito anteriormente y hacer un análisis con wavelets para eliminar las posibles fuentes que hubieran quedado en sus resultados, obtienen que los pares que cumplen los criterios mencionados tienen una señal promedio positiva en radio que disminuye al aumentar la frecuencia, es decir, obtienen una señal que sigue una ley de potencias, exactamente:
S ~ frecuencias^alpha, siendo alpha = -1.00 \pm 0.01.
Para la señal de rayos X, obtienen también una ley de potencias con un índice espectral k = -0.50 \pm 0.07
... y el significado que interpretan
Tras realizar numerosas comprobaciones sobre los sistemáticos y los posibles sesgos, como por ejemplo, cuán equivocado es tomar las LRGs como trazadores de cúmulos, las posiciones de esas LRGs, la existencia de fuentes débiles que no han quitado y que no pueden ver, emisión de los halos de los cúmulos, etc.; comienzan a extraer conclusiones de sus resultados.
La primera es sobre los campos magnéticos de los filamentos. Dado que han obtenido el índice espectral de la emisión sincrotrón, asumiendo equipartición de energía entre electrones relativistas y campo magnético, se puede obtener la intensidad de campo correspondiente a dicha emisión, obteniendo unos campos de unos 60 nanoGauss.
También se puede obtener la intensidad de campo magnético, conociendo el flujo en radio y en rayos X, así como el índice espectral de sincrotrón, siendo el valor deducido en este caso de entre 30 y 50 nanoGauss.
La información preexistente de estudios de rotación de Faraday de filamentos nos indicaban campos de entre 4 y 10 nanoGauss, lo cual nos indica, al confrotarlos con los nuevos resultados, que la regularidad del campo en el filamento es de hasta el 15 % y la diferencia de valores nos indica la existencia de turbulencia a lo largo de la línea de visió o bien que el campo está alineado o paralelo al filamento.
Una vez tenemos información sobre el magnetismo de los filamentos, se plantean estudiar el origen de la emisión y para ello comparan con simulaciones cosmológicas MHD. Para ello utilizan ENZO (Vazza et al. 2019). Las simulaciones generan, por un lado, cómo se genera la emisión sincrotrón a través de lo que se conoce como "diffuse shock acceleration" y paralelamente genera un catálogo de halos para ser comparados con las LRGs. Escalan estas simulaciones a la resolución y frecuencia de 118 MHz de GLEAM. De la comparación con las observaciones obtienen que el apilado es unos seis órdenes de magnitud superior a la emisión promedio obtenida con las simulaciones. Ante este resultado y dado que la MHD solo incluía shocks, deciden hacer una nueva simulación MHD más pequeña pero que incluya efectos que inyectan campos magnéticos como AGNs o formación estelar. Sin embargo de nuevo observan que el resultado de la emisión es deficitario comparado con la del apilamientos de observaciones. Por otro lado, el resultado entre observaciones y simulaciones en rayos X es compatible.
La principal conclusión es que parece que existe un exceso de emisión sincrotrón en las observaciones.
Para explicar ese exceso ya no hay más escenarios "magnetizados" posibles, así que recurren a los modelos de aniquilación y decaimiento de materia oscura leptónica (Fornengo et al. 2011). En concreto, observan, cuando suponen un filamento cilíndrico con una intensidad de campo magnético de 100 nanoGauss, la aniquilación de materia oscura produciría una temperatura de brillo del filamento como mucho del orden de los microK, mientras que el decaimiento puede alcanzr niveles de 10-100 mK. Estos niveles son compatibles con el exceso de sincrotrón que están observando por lo cual deducen que puede deberse a una aniquilacion de materia oscura leptónica con masa en el rango entre los 5 y los 10 GeV que decae en pares e+e-, quedando los decaimientos hadrónicos excluidos.
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