Is dark matter decaying ?

Resumen Técnico: ¿Se está decayendo la Materia Oscura?

Planteamiento del Problema
El problema central abordado es la potencial discrepancia en el parámetro de densidad de materia ($\Omega_m$) entre la era de la recombinación ($z \approx 1000$) y el Universo local ($z = 0$). Mientras que las mediciones de la Radiación de Fondo de Microondas (CMB) (p. ej., Planck) proporcionan una determinación precisa del presupuesto inicial de materia ($\Omega_m \approx 0.315$), las mediciones locales en $z=0$ son menos consistentes y a menudo arrojan valores más bajos. Si $\Omega_m$ ha disminuido a lo largo del tiempo cósmico, esto serviría como una firma duradera de constituyentes de materia oscura inestables que decaen en otras partículas. Sin embargo, los inventarios locales actuales de materia bariónica y oscura están plagados de incertidumbres sistemáticas, particularmente en lo que respecta al medio intergaláctico caliente-caliente (WHIM), los medios intra-racúster difusos y los perfiles de densidad de los halos de materia oscura de baja masa.

Metodología
El artículo emplea una auditoría comparativa de las estimaciones de densidad de materia de dos épocas distintas:

1. Inventario del Universo Local ($z \approx 0$): El autor construye un censo de materia local utilizando el catálogo de galaxias cercanas de Ohlson et al. (2024), extendiéndose hasta un volumen fiducial de 20.5 Mpc (basado en $H_0 = 73$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$).
   • Estimación de Masa: Las masas totales se derivan de las anchuras de velocidad de 21 cm ($w_{20}$), calibradas contra la masa estelar utilizando la relación masa-luminosidad de Behroozi et al. (2019).
   • Contabilidad de Bariones: El análisis incorpora las fracciones de gas del medio intergaláctico (IGM) derivadas de las medidas de dispersión de ráfagas rápidas de radio (FRB) (Connor et al., 2025), asumiendo una relación prístina de materia oscura a bariones en el IGM, mientras se reconocen los efectos de retroalimentación (feedback) de la formación estelar y de los núcleos galácticos activos.
   • Correcciones de Cúmulos: Las masas de los cúmulos Virgo y Fornax se añaden por separado para contabilizar los contenidos que exceden la suma de las galaxias catalogadas individualmente.
   • Muestras Alternativas: Los resultados se contrastan con el sondeo GAMA DR4 y las funciones de masa estelar para validar las estimaciones de densidad local.
2. Modelos de Decaimiento Teóricos: El artículo evalúa tres escenarios de decaimiento específicos para ver si se alinean con una potencial reducción de $\Omega_m$:
   • Canales de Decaimiento de Neutrinos: Modelos donde partículas de materia oscura pesada ($\chi$) decaen en neutrinos y fermiones ligeros invisibles ($\chi \to \nu + \phi$), reduciendo la materia oscura agrupada en tiempos tardíos.
   • Agujeros Negros Primordiales (PBHs): Análisis de la pérdida de masa mediante radiación de Hawking ($dm/dt \propto -m^{-2}$) para PBHs en la ventana de masa de asteroides. El artículo calcula las tasas de ionización frente a las tasas de recombinación para restringir las vidas útiles de los PBHs.
   • Decaimiento Electromagnético: Modelos que involucran vidas útiles finitas donde las partículas decaen en canales electromagnéticos, restringidos por las anisotropías del CMB y el requisito de que las tasas de ionización no excedan las tasas de recombinación en $z > 5$.
3. Cosmología de Supernovas: Se prueba el comportamiento de $\Omega_m$ durante los últimos 5 Gyr utilizando datos de supernovas del Dark Energy Survey (DES), comparando los ajustes estándar de $\Lambda$CDM con modelos de densidad de materia reducida.

Resultos Clave

• Estimaciones de Densidad Local: La auditoría local arroja un $\Omega_m$ total $\approx 0.228^{+0.072}_{-0.040}$ (Tabla 1, Fila 4). Este valor es inferior al valor de Planck del CMB de $0.315 \pm 0.007$, lo que sugiere una diferencia potencial ($\delta\Omega_m$) de aproximadamente $-0.1$, aunque las barras de error permiten una diferencia de cero.
• Incertidumbres Sistemáticas: La medición local es altamente sensible al tratamiento del IGM y los bariones "faltantes". Incluso con las correcciones para el gas del IGM y la materia oscura asociada, el valor local sigue siendo inferior al valor del CMB, pero las incertidumbres en la contabilidad del medio intergaláctico caliente-caliente y los halos de baja masa impiden una conclusión definitiva.
• Restricciones de Decaimiento:
  • PBHs: Para PBHs con masas $m_{PBH} < 10^{-13} M_\odot$, la tasa de ionización de la radiación de Hawking interrumpiría la historia de la recombinación (nubes Lyman $\alpha$ en $z \sim 5$), descartando efectivamente estas masas como el único componente de la materia oscura. Para $m_{PBH} > 10^{-12} M_\odot$, la pérdida de masa durante la edad del Universo es insignificante.
  • Decaimiento de Partículas: Los modelos que implican el decaimiento en canales electromagnéticos están fuertemente restringidos por el requisito de que la fracción global de electrones libres sea consistente con las observaciones del CMB. La vida útil de tales partículas debe exceder las estimaciones de la vida útil del protón.
  • Decaimiento de Dos Cuerpos: Se señala como una posibilidad un modelo donde la materia oscura fría decae en dos productos idénticos (conservando la energía mediante la energía cinética), motivado por las mediciones de DESI que sugieren una densidad de materia en tiempos tardíos un $\sim 5\%$ menor.
• Datos de Supernovas: Aunque un ajuste estándar arroja $\Omega_m = 0.330 \pm 0.015$, los datos también pueden acomodar un modelo de menor densidad ($\Omega_m = 0.1$) dentro de las incertidumbres sistemáticas, aunque esto requiere una geometría de universo abierto.

Significancia y Afirmaciones
El artículo concluye que la evidencia de una disminución de $\Omega_m$ desde la era del CMB es equívoca. Ni los catálogos actuales de galaxias cercanas ni las velas estándar de supernovas proporcionan un argumento "concluyente" contra el decaimiento de la materia oscura, principalmente porque la "masa perdida" no puede contabilizarse definitivamente en un vertido de partículas o energía.

El autor afirma que la incapacidad actual de determinar un veredicto definitivo se debe a las incertidumbres sistemáticas en el mapeo de la masa y los bariones locales, más que a una detección confirmada de decaimiento. El artículo postula que se requiere la próxima generación de tecnología observacional para resolver estas brechas. Específicamente, se identifican como las herramientas necesarias para transformar la "auditoría de materia en tiempos tardíos" en una prueba más limpia y definitiva de la estabilidad de la materia oscura: el Square Kilometre Array (SKA) para mediciones de masa de 21 cm, mapas de FRB de todo el cielo para la densidad del IGM, y el Observatorio Vera Rubin para la detección de microlente de la materia oscura (específicamente PBHs). Hasta que estas mediciones se realicen, la hipótesis del decaimiento de la materia oscura en tiempos tardíos sigue siendo plausible pero no probada.