Fermi teleskopioak gure etxeko galaxiaren erdigunean γ izpien gehiegizko igorpena garbi behatu zuen, eta galaxia ez-esferikoa eta zapaldua zirudien. Galaxia Zentroaren Gehiegizko Igorpena (GCE) deitua, γ izpi gehiegizko hau materia ilunaren sinadura posiblea da, elkarreragin ahula duten partikula masiboen (WIMP) auto-ezaupenaren produktu gisa sortzen dena, materia ilunaren partikula hautagai bat. Hala ere, galaxiaren erdigunean behatutako γ izpi gehiegizkoa milisegundoko pulsar zaharrei (MSP) zor zaie. Orain arte, materia ilunak (DM) eragindako GCE morfologia esferikoa izango zela uste zen. Duela gutxiko simulazio-azterketa batek agerian uzten du DM-k eragindako gamma izpien morfologia nabarmen ez-esferikoa eta zapaldua izan daitekeela. Horrek esan nahi du behatutako GCErako materia ilunaren (DM) ezabapenen eta milisegundoko pulsarren (MSP) hipotesiak berdin posible direla. Materia ilunaren (DM) ezabapenean sortutako gamma izpiek energia-maila oso altua izango lukete, gutxi gorabehera 0.1 tera-elektroi-volt (TeV). Ohiko gamma izpien teleskopioek ezin dituzte energia handiko fotoi hauek zuzenean detektatu. Beraz, Galaxia Zentroaren Gehiegizko (GCE) materia ilunaren (DM) eredua berrestea posible izango litzateke Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) eta Southern Wide-field Gamma-ray Observatory (SWGO) bezalako tera γ izpien behatokiek egindako ikerketak amaitutakoan.
Materia ilunaren istorioa 1933an hasi zen, Fritz Zwickyk Koma kumuluko galaxia azkar mugitzen direnek ezin dutela elkarrekin eutsi eta egonkor mantendu galaxiak erortzea eragozteko grabitazio-efektu nahikoa duen materia gehigarririk gabe ikusi zuenean. "Materia iluna" terminoa sortu zuen materia ikusezin horri erreferentzia egiteko. 1960ko hamarkadan, Vera Rubinek ekarpen garrantzitsua egin zuen materia iluna ulertzeko. Andromedaren eta beste galaxien kanpoaldeko ertzetan dauden izarrak erdigunerantz doazen izarren abiaduraren berdinarekin biratzen ari zirela adierazi zuen. Behatutako materia guztiaren batura jakin baterako, galaxia hegan banandu egin beharko zen, eta horrek galaxiak elkarrekin mantentzen eta abiadura handian biratzea eragiten duen materia ikusezin gehigarri baten presentzia eskatuko zuen. Andromeda galaxiaren errotazio-kurben neurketek materia ilunaren lehen frogak eman zituzten.
Badakigu materia ilunak ez duela argiarekin edo indar elektromagnetikoarekin elkarreragiten. Ez du argia edo beste edozein erradiazio elektromagnetiko xurgatzen, islatzen edo igortzen, eta ikusezina da, beraz, iluntzat hartzen da. Baina grabitazioz multzokatzen da eta efektu grabitatorioa du materia arruntean, eta horrela ondorioztatzen da, oro har, espazioan duen presentzia. Galaxiak orekan mantentzen dira materia ilunaren efektu grabitatorioari esker, unibertsoaren masa-energia edukiaren % 26.8 osatzen baitu, eta beha daitekeen unibertso osoak, guztiok osatzen dugun materia barioniko arrunta barne, unibertsoaren % 4.9 baino ez du osatzen. Unibertsoaren masa-energia edukiaren gainerako % 68.3a energia iluna da.
Ez dakigu zer den benetan materia iluna. Eredu Estandarreko oinarrizko partikula batek ere ez ditu materia iluna izateko beharrezko propietateak. Agian, Eredu Estandarreko partikulen bikotekide diren "partikula supersimetriko" hipotetikoek osatzen dute materia iluna. Agian materia ilunaren mundu paralelo bat dago. WIMPak (Weakly Interacting Massive Particles), axioiak edo neutrino esterilak Eredu Estandarraren atzean dauden partikula hipotetikoak dira, hautagai nagusiak direnak. Hala ere, oraindik ez da arrakastarik lortu partikula horien detekzioan.
Materia ilunaren partikulak zuzenean detektatzeko hainbat proiektu daude martxan ( XENON Experiment, DarkSide-20k Project , EURECA Rxperiment eta RES-NOVA, adibidez ). Gehienbat gas noble likidoen detektagailuak edo detektagailu kriogenikoak dira, materia ilunaren partikulen arteko elkarrekintzen seinale ahulak detektatzeko diseinatuta daudenak. Hala ere, hainbat ikuspegi berritzaile izan arren, oraindik ez da proiektu batek ere gai izan materia ilunaren partikularik zuzenean detektatzeko.
Materia ilunaren zeharkako frogarako, materia ilunaren grabitazio-efektuak bilatu daitezke, Fritz Zwickyk eta Vera Rubinek materia iluna aurkitzeko egin zuten bezala, galaxiak nola mantentzen diren elkarrekin aztertuz, behatutako materia arrunta baino desproportzionalki handiak diren abiadurak izan arren. Lentearen (argiaren tolesdura) grabitazio-efektuek eta espazioko izarren mugimenduan dauden eraginek ere materia ilunaren presentziaren zeharkako frogak eman ditzakete. Horrez gain, materia ilunaren partikulak espazioan elkarren artean talka egiten dutenean sortutako deuseztapen-produktuek (gamma izpiak, neutrinoak eta izpi kosmikoak, adibidez) materia ilunaren presentzia ere adieraz dezakete. Materia ilunaren partikulen deuseztapen-produktuetan oinarrituta materia iluna iragarri zen tokietako bat gure etxeko galaxiaren erdigunea da, Esne Bidea.
Materia iluna detektatu dute gure etxeko galaxiaren, Esne Bidearen, erdigunean
Esne Bidearen (MW) erdigunean mikrouhin-distira lauso gehiegi baten zantzuak zeuden. Distira gehiegizkoa WIMP materia ilunaren deuseztapenean sortutako elektroi eta positroi erlatibisten sinkrotroi igorpenaren ondorio zela proposatu zen, beraz, ehunka GeV-ko energia-tarte batean γ izpien seinale lauso hedatu bat iragarri zen. Ondoren, Fermi-Eremu Handiko Teleskopioak (LAT) γ izpien seinalea detektatu zuen, eta Galaxia Zentroaren Gehiegizkoa (GCE) bezala identifikatu zen. Laster, konturatu ziren Galaxia Zentroaren Gehiegizkoa (GCE) neutroi-izar zaharren (milisegundoko pulsarrak) ondorio ere izan zitekeela. GCEren morfologia garrantzitsua izango zela uste zen: GCE esferiko simetriko batek materia ilunaren (DM) partikulen deuseztapenetik eratorritako γ izpien igorpenaren adierazgarri izango litzateke, eta GCEren morfologia laua, berriz, milisegundoko pulsarretatik (MSP) eratorritako γ izpien igorpenaren iradokitzaile.
Fermi-Large Area Teleskopioak (LAT) Esne Bidearen galaxiaren erdigunearen behaketa zabalak asferizitate zapaldua agerian utzi zuen. Normalean, behatutako asferizitatea izar zaharrekin (MSP) lotuko litzateke, baina 2025eko urriaren 16an argitaratutako ikerketa batek ondorioztatu du izar zaharren (MSP) eta materia ilunaren (DM) suntsipen-ereduek iragarritako GCE morfologiak bereiztezinak direla.
Materia ilunaren banaketa aztertzeko, ikertzaileek MW (Esne Bidea) antzeko galaxien morfologiaren simulazioa egin zuten. Galaxien inguruko materia ilunaren haloak, baita galaxien erdialdeko eskualdeen ingurukoak ere, gutxitan zirela ikusi zuten, eredu anisotropikoan uste bezala esferikoak. Horren ordez, analisiak materia ilunaren dentsitate-proiekzio laua erakutsi zuen galaxia guztientzat. Materia ilunaren (DM) banaketa ez-axialsimetriko hau Esne Bidea galaxiaren fusio-historiak ere erakutsi zuen unibertsoaren historiako lehen hiru mila milioi urteetan. GCEren morfologia behatua erdialdeko eskualdean laua da, eta hori, oro har, izar zaharren (MSP) banaketaren ezaugarritzat hartzen da. Ikerketa berriak frogatu du materia ilunak (DM) antzeko banaketa karratua sortzen duela. Beraz, behatutako GCErako materia ilunaren (DM) suntsipenen eta milisegundoko pulsarren (MSP) hipotesiak berdin posible dira.
Behatutako GCE materia ilunaren (DM) ondorioa den edo milisegundoko pulsarren (MSP) ondorioa den jakingo da etorkizunean Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) eta Southern Wide-field Gamma-ray Observatory (SWGO) bezalako γ-izpien behatokiek tera-gamma izpien azterketak amaitzen dituztenean. Galaxiaren erdigunean materia ilunaren (DM) deuseztapen-produktu gisa sortutako gamma izpiak energia ultra-handiko fotoiak izango lirateke, gutxi gorabehera 0.1 tera-elektroi-volt (TeV) energia-maila oso altuarekin. Gamma izpien teleskopio estandarrek ezin dituzte energia handiko fotoi hauek zuzenean detektatu. Tera-gamma izpiak etorkizuneko γ-izpien behatokietarako helburu garrantzitsua izango dira, hala nola CTAO eta SWGO.
Ikerketa hau aurrerapauso bat da espazioko materia iluna detektatzeko, bere deuseztapen-produktuen bidez; hala ere, galaxiaren erdigunean materia ilunaren presentzia etorkizunean CTAO edo SWGO bezalako energia ultra-altuko γ izpien behatokiek berretsi beharko lukete. Materia ilunaren zientzian aurrerapen askoz esanguratsuagoa edozein DM partikula zuzenean detektatzea litzateke.
***
References:
- Hochberg, Y., Kahn, YF, Leane, RK et al. Materia iluna detektatzeko ikuspegi berriak. Nat Rev Phys 4, 637–641 (2022). https://doi.org/10.1038/s42254-022-00509-4
- Misiaszeka M. eta Rossib N. 2024. Materia ilunaren detekzio zuzena: berrikuspen kritikoa. Symmetry 2024, 16(2), 201; DOI: https://doi.org/10.3390/sym16020201
- Fisika Korpuskularraren Institutua. Materia ilunaren bila: ikusezina detektatzeko ikuspegi berri bat. 2025eko abuztuaren 22a. Eskuragarri hemen: https://webific.ific.uv.es/web/en/content/search-dark-matter-new-approach-detecting-invisible
- Muru MM, et al. 2025. Fermi-LAT Galaxiaren Zentroaren Materia Ilunaren Gehiegizko Morfologia Esne Bidearen Galaxiaren Simulazioetan. Physical Review Letters. 135, 161005. Argitaratua 2025eko urriaren 16an. DOI: https://doi.org/10.1103/g9qz-h8wd Aurreinprimaketa bertsioa arXiv-en. 2025eko abuztuaren 8an aurkeztua. DOI: https://doi.org/10.48550/arXiv.2508.06314
- Johns Hopkins Unibertsitatea. Berriak – Esne Bideko distira misteriotsu bat materia ilunaren froga izan liteke. Argitaratua 2025eko urriaren 16an. Eskuragarri hemen: https://hub.jhu.edu/2025/10/16/mysterious-glow-in-milky-way-dark-matter/
- Leibniz Astrofisika Institutua. Berriak – Esne Bideak gamma izpien gehiegizko eragina erakusten du materia ilunaren suntsipenaren ondorioz. Argitaratua 2025eko urriaren 17an. Eskuragarri hemen: https://www.aip.de/en/news/milkyway-gammaray-darkmatter-annihilation/
- Fermi Gamma izpien espazio teleskopioa. Eskuragarri hemen: https://science.nasa.gov/mission/fermi/
- Cherenkov Teleskopioen Sailaren Behatokia (CTAO). Eskuragarri hemen: https://www.ctao.org/emission-to-discovery/science/
- Hegoaldeko Eremu Zabaleko Gamma Izpien Behatokia (SWGO). Eskuragarri hemen: https://www.swgo.org/SWGOWiki/doku.php?id=swgo_rel_pub
- Tartuko Behatokia. Unibertsoaren alde iluna. Eskuragarri hemen: https://kosmos.ut.ee/en/dark-side-of-the-universe
***
, this excess γ-ray is a possible signature of dark matter arising as a product of self-annihilations of weakly interacting massive particles (WIMPs), a dark matter particle candidate. However, the excess γ-ray observed at the galactic centre may also be due to old millisecond pulsars (MSPs). Hitherto, it was held that the morphology GCE due to dark matter (DM) would be spherical. A recent simulation study reveals that gamma-ray morphology due to DM could be significantly nonspherical and flattened. This means both dark matter (DM) annihilations and millisecond pulsars (MSPs) hypotheses for the observed GCE are equally possible. The gamma rays produced in the annihilation of dark matter (DM) would have an extremely high energy level of approximately 0.1 tera-electron-volts (TeV). The standard gamma-ray telescopes cannot detect these high-energy photons directly. Hence, confirmation of dark matter (DM) model of Galactic Centre Excess (GCE) would be possible upon completion of studies by the tera γ-ray observatories like CTAO and SWGO.){kind=link}