La misteriosa linea gamma a 43 GeV: un indizio sulla materia oscura, non ancora una prova

Un gruppo di ricercatori associati all’Accademia cinese delle scienze ha segnalato un eccesso stretto di raggi gamma, centrato a circa 43,2 gigaelettronvolt (GeV), dopo aver analizzato 15,5 anni di dati pubblici del Large Area Telescope (LAT) del telescopio spaziale Fermi. Lo studio ha esaminato la direzione di 13 grandi ammassi di galassie vicini; il contributo più marcato arriverebbe dagli ammassi della Vergine, della Fornace e di Ofiuco. 18

Il risultato è interessante perché una linea gamma molto stretta è una delle firme indirette più riconoscibili previste da alcuni modelli di materia oscura. Ma il punto essenziale è questo: si tratta ancora di un segnale candidato, non di una rilevazione confermata della materia oscura.

Che cosa ha osservato il gruppo di ricerca

Gli autori hanno usato una tecnica chiamata stacking analysis, che combina le osservazioni provenienti dalle direzioni di più ammassi di galassie. Nel risultato pubblicato, il segnale simile a una linea si concentra vicino a 43,2 GeV e resta visibile anche includendo gli altri ammassi del campione. Tuttavia, i tre ammassi con il segnale di materia oscura atteso più intenso contribuiscono in modo predominante. 18

Per il sottoinsieme formato da Vergine, Fornace e Ofiuco, il valore della statistica del test è circa 30. Questo numero descrive la forza del segnale all’interno dell’analisi specifica; non equivale automaticamente alla significatività di una scoperta definitiva, corretta per tutti i tentativi e le scelte statistiche effettuati durante la ricerca. 18

Perché una linea netta potrebbe indicare l’annichilazione delle WIMP

Le WIMP, acronimo inglese di weakly interacting massive particles, sono particelle ipotetiche che rappresentano uno dei possibili candidati alla materia oscura. In un canale di annichilazione particolarmente distintivo, due WIMP potrebbero trasformarsi direttamente in due fotoni.

Se le particelle si muovono lentamente rispetto alla velocità della luce, i due fotoni avrebbero energie quasi uguali. Nel loro spettro comparirebbe così una linea stretta, invece di una distribuzione ampia di energie.

È una differenza importante. Le interazioni dei raggi cosmici e molti acceleratori astrofisici ordinari producono infatti spettri gamma più ampi e meno caratteristici. Una linea osservata anche nella posizione, nell’intervallo energetico e nella distribuzione spaziale previsti per la materia oscura costituirebbe quindi un indizio indiretto eccezionalmente persuasivo.

L’energia di 43,2 GeV, però, non misura da sola la massa della particella di materia oscura. La relazione dipende dal canale di annichilazione e dal modello fisico adottato. Il segnale è quindi la possibile traccia di un processo, non una misurazione autonoma della massa di una WIMP.

È in questo senso che una linea gamma confermata viene talvolta definita una possibile “pistola fumante”. L’espressione riguarda la forma molto particolare del segnale, non il fatto che il risultato attuale sia già conclusivo.

Come sono stati valutati gli errori dello strumento

L’analisi ha utilizzato i dati Pass 8 di Fermi-LAT e ha esaminato campioni di controllo e variabili strumentali, cercando una caratteristica simile in regioni dove non ci si aspetterebbe un segnale proveniente dagli ammassi. Secondo gli autori, questi controlli non hanno evidenziato una linea a 43 GeV chiaramente generata dal rivelatore. 23

È un controllo importante, ma non elimina ogni possibile effetto sistematico. Errori di calibrazione, ricostruzione dell’energia, modellizzazione dell’esposizione, selezione degli eventi e descrizione incompleta dei fondi diffusi o delle sorgenti puntiformi possono influenzare una ricerca di linee gamma.

Un segnale che sopravvive a un’analisi può quindi indebolirsi o scomparire quando i dati vengono rielaborati con una procedura diversa o confrontati con un modello alternativo.

I limiti più importanti

Ci sono diversi motivi per procedere con cautela:

• Il segnale non è del tutto nuovo. Una precedente analisi di Fermi aveva riportato una caratteristica provvisoria vicino a 43 GeV negli ammassi di galassie vicini. Un’analisi successiva, basata su 11,4 anni di dati Fermi-LAT, non ha però trovato una linea statisticamente significativa; il segnale si è indebolito nettamente escludendo una particolare tipologia di eventi. 19 22
• Il risultato dipende da un solo strumento e da un campione selezionato. La combinazione dei dati di più ammassi aumenta la sensibilità, ma rende il risultato dipendente dalla scelta degli obiettivi, dai modelli degli ammassi e dal trattamento dei fondi di ciascuna regione.
• La previsione della materia oscura dipende dal modello. Il segnale atteso cambia in base ai profili di densità della materia oscura negli ammassi, alla possibile presenza di sottostrutture, al canale di annichilazione e alla sezione d’urto.
• È ancora possibile una fluttuazione simile a una linea. Un caso statistico, un’emissione astrofisica non riconosciuta o un errore sistematico nell’analisi possono imitare una caratteristica stretta.

La descrizione più corretta, oggi, è dunque quella di una linea gamma candidata, compatibile con un’interpretazione in termini di materia oscura. Non è la dimostrazione che le WIMP siano state identificate.

Che rapporto ha con l’eccesso a 20 GeV della Via Lattea

Il risultato sugli ammassi è distinto da un’altra analisi, condotta da Tomonori Totani, che ha esaminato circa 15 anni di osservazioni Fermi-LAT. Quel lavoro ha riportato un eccesso ampio, simile a un alone, con un picco vicino a 20 GeV attorno al centro della Via Lattea, sostenendo che spettro e morfologia potessero essere compatibili con l’annichilazione della materia oscura. 1

I due risultati riguardano osservabili differenti:

• l’analisi degli ammassi cerca una linea stretta vicino a 43,2 GeV nelle direzioni di oggetti extragalattici;
• l’analisi di Totani riguarda un eccesso ampio dell’alone galattico vicino a 20 GeV.

L’uno non conferma direttamente l’altro. Un singolo modello di WIMP dovrebbe spiegare in modo coerente entrambe le energie, le diverse distribuzioni spaziali e gli eventuali segnali associati.

Un’analisi separata ha inoltre sostenuto che l’interpretazione in termini di materia oscura dell’eccesso a 20 GeV potrebbe implicare un flusso di antiprotoni superiore a quello osservato dall’esperimento AMS-02. È un esempio del motivo per cui i possibili segnali gamma devono essere verificati anche attraverso osservazioni di particelle diverse. 2

Allo stesso modo, un’analisi che non riesca a escludere la materia oscura come origine di un bagliore gamma centrale rappresenta una non esclusione, non un’identificazione positiva. Non riuscire a distinguere la materia oscura da pulsar non risolte o da errori nella modellizzazione dell’emissione diffusa è molto meno forte che osservare una firma unica e inequivocabile.

Che cosa potrebbe confermare o smentire la linea a 43 GeV

Le prossime verifiche dovranno rendere difficile per un artefatto o per un modello dei fondi sovradattato riprodurre il segnale.

Altri dati Fermi e analisi indipendenti

Nuove osservazioni potranno mostrare se l’eccesso cresce come previsto con l’aumentare dei dati. I ricercatori potranno inoltre verificare se la linea resta stabile tra diverse classi di eventi, angoli di incidenza, periodi temporali, procedure di ricostruzione dell’energia e campioni di ammassi e regioni di controllo selezionati in modo indipendente.

Un segnale celeste autentico dovrebbe mantenere la stessa energia e non dipendere in modo marcato da una sola configurazione del rivelatore o da una scelta molto specifica dei dati.

Strumenti gamma indipendenti

Una conferma da parte di un altro strumento con una risoluzione energetica adeguata sarebbe particolarmente significativa. Osservatori spaziali come DAMPE, insieme a future strutture o a strumenti terrestri complementari nella fascia energetica appropriata, potrebbero cercare una caratteristica vicino a 43 GeV negli stessi ammassi.

La conferma più convincente combinerebbe tre elementi: la stessa energia, le stesse posizioni degli ammassi e una distribuzione angolare compatibile con il profilo previsto della materia oscura. Una mancata rilevazione, se ottenuta con sensibilità sufficiente, metterebbe invece sotto pressione l’interpretazione oppure porrebbe limiti al tasso di annichilazione proposto.

Ricerche complementari

Sarà inoltre necessario confrontare l’interpretazione degli ammassi con i dati sui galassie nane, altri canali di annichilazione, i raggi cosmici e i vincoli della cosmologia e della fisica delle particelle. La materia oscura non può spiegare un singolo eccesso creando al tempo stesso una contraddizione inevitabile in un’altra osservazione.

Un approccio diverso: cercare la materia oscura ondulatoria con i qubit

Le proposte associate all’Università di Tokyo esplorano una regione completamente diversa dello spazio dei parametri. Invece dei fotoni da annichilazione delle WIMP, nell’intervallo dei GeV, cercano candidati ultraleggeri e di natura ondulatoria, come fotoni oscuri e assioni.

Un campo di fotoni oscuri potrebbe generare un campo elettrico oscillante estremamente debole, capace di eccitare un qubit superconduttivo di tipo transmon quando la frequenza del qubit entra in risonanza con quella del campo. Nel caso degli assioni, un campo magnetico applicato può convertire il campo assionico in un segnale elettrico oscillante, che a sua volta potrebbe eccitare il qubit. 33 36

Una cavità a microonde di alta qualità potrebbe amplificare l’interazione trattenendo il campo elettromagnetico. Qubit entangled e misure sensibili alla fase potrebbero poi accumulare coerentemente il segnale o aumentare la velocità di scansione. Alcuni protocolli di interferenza quantistica prevedono un vantaggio nel tasso di segnale che cresce in modo più favorevole con il numero di qubit rispetto alla semplice aggiunta di sensori indipendenti. 34 37

La difficoltà principale è la decoerenza. Fotoni termici, perdite della cavità, errori di controllo, preparazione imperfetta dell’entanglement e rumore di lettura possono cancellare l’informazione di fase da cui dipende il possibile vantaggio quantistico.

Un esperimento pratico dovrebbe quindi impiegare cavità molto fredde e schermate, qubit longevi, ambienti elettromagnetici calibrati con precisione, misure coerenti ripetute e tecniche robuste di mitigazione degli errori.

Anche questi sistemi basati su qubit e cavità sono, per ora, metodi di rilevazione proposti e non prove che la materia oscura ondulatoria sia già stata osservata. Mostrano però perché la ricerca sulla materia oscura utilizzi tecnologie complementari: una linea gamma, un’eccitazione di un qubit e un segnale nei raggi cosmici esplorerebbero candidati e meccanismi fisici diversi.

In sintesi

L’analisi guidata da ricercatori cinesi ha riportato una caratteristica simile a una linea gamma a 43,2 GeV negli ammassi di galassie vicini, soprattutto nella Vergine, nella Fornace e in Ofiuco. La forma stretta è teoricamente interessante perché alcuni modelli prevedono che l’annichilazione diretta di WIMP in fotoni produca proprio una firma di questo tipo. 18

Ma la storia delle linee gamma provvisorie — inclusa la mancata conferma di una precedente caratteristica attorno a 43 GeV — impone prudenza. Il risultato va considerato un’ipotesi in attesa di replica. Altri dati di Fermi, strumenti indipendenti, modelli alternativi dei fondi e ricerche multimessaggero diranno se si tratta di un raro indizio della materia oscura o di un’altra caratteristica convincente emersa da un’analisi gamma estremamente complessa.