Perspectivas de detección de emisión de rayos gamma de cúmulos de galaxias: Rayos cósmicos y aniquilaciones de materia oscura

Estudiamos la posibilidad de detectar la emisión de rayos gamma de cúmulos de galaxias. Consideramos (1) modelos leptofílicos de aniquilación de materia oscura (DM) que incluyen un aumento de Sommerfeld (SFE), (2) diferentes modelos de referencia representativos de DM supersimétrico, y (3) la descomposición de piones inducida por rayos cósmicos (CR). Entre todos los cúmulos/grupos de una muestra de rayos X limitada por flujo, predicciones para Virgo, Fornax y M49 indican que son las fuentes de DM más brillantes y encontramos un fondo inducido por CR particularmente bajo para Fornax. Para una masa mínima de subestructura dada por la escala de libre desplazamiento de DM, los halos de cúmulos maximizan el aumento de subestructura para el cual encontramos un factor de 1000. Dado que las regiones alrededor del radio virial dominan el flujo de aniquilación de subestructuras, los perfiles de brillo superficial resultantes son casi planos. Esto hace que sea muy difícil detectar este flujo con telescopios Cherenkov atmosféricos de imagen, ya que su sensibilidad cae aproximadamente de forma lineal con el radio y típicamente tienen de 5 a 10 elementos de resolución lineal a través de un cúmulo. Suponiendo materia oscura fría con una distribución de masa de subestructura de hasta una masa terrestre y utilizando límites superiores extendidos de Fermi, descartamos los modelos leptofílicos en su forma actual en 28 cúmulos, y limitamos el aumento de SFE en M49 y Fornax a ser 5. Esto corresponde a un límite sobre SFE en la Vía Láctea de 3, que es demasiado pequeño para explicar la fracción creciente de positrones con energía como lo observado por PAMELA y desafía la interpretación de DM. Alternativamente, si SFE se realiza en la naturaleza, esto implicaría una masa de subestructura limitante de M₋₈₌>10^4M_---un problema para la formación de estructuras en la mayoría de los modelos de física de partículas. Usando observaciones individuales de cúmulos, será un desafío para Fermi restringir nuestra selección de modelos de referencia de DM sin SFE. Sin embargo, los límites superiores de Fermi se están acercando a nuestras predicciones para el flujo de CR utilizando un modelo analítico basado en simulaciones de cúmulos hidrodinámicas cosmológicas. Limitamos la presión CR a térmica en cúmulos de galaxias brillantes cercanas de la muestra de Fermi al 10% y en Norma y Coma al 3%. Así, pronto comenzaremos a restringir la física subyacente de CR como eficiencias de aceleración de choques o propiedades de transporte de CR.