halo de materia oscura -Dark matter halo

Halo de materia oscura simulado a partir de una simulación cosmológica de N-cuerpos

Según los modelos modernos de cosmología física , un halo de materia oscura es una unidad básica de la estructura cosmológica . Es una región hipotética que se ha desacoplado de la expansión cósmica y contiene materia ligada gravitacionalmente . Un solo halo de materia oscura puede contener múltiples grupos virializados de materia oscura unidos por la gravedad, conocidos como subhalos. Los modelos cosmológicos modernos, como ΛCDM , proponen que los halos y subhalos de materia oscura pueden contener galaxias. El halo de materia oscura de una galaxia envuelve el disco galáctico y se extiende mucho más allá del borde de la galaxia visible. Pensado para consistir enmateria oscura , los halos no se han observado directamente. Su existencia se infiere a través de observaciones de sus efectos sobre los movimientos de estrellas y gas en galaxias y lentes gravitacionales . Los halos de materia oscura juegan un papel clave en los modelos actuales de formación y evolución de galaxias . Las teorías que intentan explicar la naturaleza de los halos de materia oscura con diversos grados de éxito incluyen la materia oscura fría (CDM) , la materia oscura cálida y los objetos de halo compactos masivos (MACHO).

Curva de rotación de galaxias para la Vía Láctea. El eje vertical es la velocidad de rotación sobre el centro galáctico. El eje horizontal es la distancia desde el centro galáctico. El sol está marcado con una bola amarilla. La curva observada de velocidad de rotación es azul. La curva predicha basada en la masa estelar y el gas en la Vía Láctea es roja. Dispersión en las observaciones indicadas aproximadamente por barras grises. La diferencia se debe a la materia oscura o quizás a una modificación de la ley de la gravedad .

Curvas de rotación como evidencia de un halo de materia oscura

La presencia de materia oscura (DM) en el halo se deduce de su efecto gravitatorio sobre la curva de rotación de una galaxia espiral . Sin grandes cantidades de masa en todo el halo (más o menos esférico), la velocidad de rotación de la galaxia disminuiría a grandes distancias del centro galáctico, al igual que las velocidades orbitales de los planetas exteriores disminuyen con la distancia al Sol. Sin embargo, las observaciones de las galaxias espirales, particularmente las observaciones de radio de la línea de emisión del hidrógeno atómico neutro (conocido, en lenguaje astronómico, como línea de hidrógeno de 21 cm , línea H one y línea HI), muestran que la curva de rotación de la mayoría de las galaxias espirales se aplana. lo que significa que las velocidades de rotación no disminuyen con la distancia desde el centro galáctico. La ausencia de cualquier materia visible para explicar estas observaciones implica que existe materia no observada (oscura), propuesta por primera vez por Ken Freeman en 1970, o que la teoría del movimiento bajo la gravedad ( relatividad general ) está incompleta. Freeman notó que la disminución esperada en la velocidad no estaba presente en NGC 300 ni en M33, y consideró una masa no detectada para explicarlo. La Hipótesis DM ha sido reforzada por varios estudios.

Formación y estructura de halos de materia oscura.

Se cree que la formación de halos de materia oscura jugó un papel importante en la formación temprana de galaxias. Durante la formación galáctica inicial, la temperatura de la materia bariónica debería haber sido aún demasiado alta para que formara objetos autoligados gravitacionalmente, lo que requería la formación previa de la estructura de la materia oscura para agregar interacciones gravitacionales adicionales. La hipótesis actual para esto se basa en la materia oscura fría (CDM) y su formación en una estructura temprana en el universo.

La hipótesis para la formación de estructuras CDM comienza con perturbaciones de densidad en el Universo que crecen linealmente hasta que alcanzan una densidad crítica, después de lo cual dejarían de expandirse y colapsarían para formar halos de materia oscura ligados gravitacionalmente. Estos halos continuarían creciendo en masa (y tamaño), ya sea a través de la acumulación de material de su vecindad inmediata o fusionándose con otros halos . Se ha encontrado que las simulaciones numéricas de la formación de estructuras CDM proceden de la siguiente manera: un pequeño volumen con pequeñas perturbaciones se expande inicialmente con la expansión del Universo. A medida que pasa el tiempo, las perturbaciones a pequeña escala crecen y colapsan para formar pequeños halos. En una etapa posterior, estos pequeños halos se fusionan para formar un único halo de materia oscura virializada con forma elipsoidal, que revela una subestructura en forma de subhalos de materia oscura.

El uso de CDM supera los problemas asociados con la materia bariónica normal porque elimina la mayor parte de las presiones térmicas y radiativas que impedían el colapso de la materia bariónica. El hecho de que la materia oscura sea fría en comparación con la materia bariónica permite que el DM forme estos cúmulos iniciales ligados gravitacionalmente. Una vez formados estos subhalos, su interacción gravitacional con la materia bariónica es suficiente para superar la energía térmica y permitir que colapse en las primeras estrellas y galaxias. Las simulaciones de esta formación temprana de galaxias coinciden con la estructura observada por los estudios galácticos, así como con la observación del Fondo Cósmico de Microondas.

Perfiles de densidad

Un modelo comúnmente utilizado para los halos de materia oscura galáctica es el halo pseudo-isotérmico:

${\displaystyle \rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\right)^{2}\right]^{-1 }}$

donde denota la densidad central finita y el radio del núcleo. Esto proporciona un buen ajuste a la mayoría de los datos de la curva de rotación. Sin embargo, no puede ser una descripción completa, ya que la masa encerrada no converge a un valor finito ya que el radio tiende a infinito. El modelo isotérmico es, en el mejor de los casos, una aproximación. Muchos efectos pueden causar desviaciones del perfil predicho por este modelo simple. Por ejemplo, (i) el colapso puede nunca alcanzar un estado de equilibrio en la región exterior de un halo de materia oscura, (ii) el movimiento no radial puede ser importante y (iii) las fusiones asociadas con la formación (jerárquica) de un halo pueden invalidar el modelo de colapso esférico. ${\ estilo de visualización \ rho _ {o}}$${\displaystyle r_{c}}$

Las simulaciones numéricas de la formación de estructuras en un universo en expansión conducen al perfil empírico NFW (Navarro-Frenk-White) :

${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{crit}\delta _{c}}{\left({\frac {r}{r_{s}}}\right)\left(1 +{\frac{r}{r_{s}}}\right)^{2}}}}$

donde es un radio de escala, es una densidad característica (adimensional) y = es la densidad crítica para el cierre. El perfil NFW se llama 'universal' porque funciona para una gran variedad de masas de halo, que abarcan cuatro órdenes de magnitud, desde galaxias individuales hasta halos de cúmulos de galaxias. Este perfil tiene un potencial gravitacional finito aunque la masa integrada todavía diverge logarítmicamente. Se ha vuelto convencional referirse a la masa de un halo en un punto fiduciario que encierra una sobredensidad 200 veces mayor que la densidad crítica del universo, aunque matemáticamente el perfil se extiende más allá de este punto de notación. Más tarde se dedujo que el perfil de densidad depende del entorno, siendo el NFW apropiado solo para halos aislados. Los halos NFW generalmente brindan una peor descripción de los datos de galaxias que el perfil pseudo-isotérmico, lo que lleva al problema del halo cuspy . ${\displaystyle r_{s}}$${\ estilo de visualización \ delta _ {c}}$${\ estilo de visualización \ rho _ {crit}}$${\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}$

Las simulaciones por computadora de mayor resolución se describen mejor con el perfil de Einasto :

${\displaystyle \rho (r)=\rho_{e}Exp\left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\derecho)\derecho]}$

donde r es el radio espacial (es decir, no proyectado). El término es una función de n tal que es la densidad en el radio que define un volumen que contiene la mitad de la masa total. Si bien la adición de un tercer parámetro proporciona una descripción ligeramente mejorada de los resultados de las simulaciones numéricas, no se distingue por observación del halo NFW de 2 parámetros y no hace nada para aliviar el problema del halo cuspy . ${\ estilo de visualización d_ {n}}$${\ estilo de visualización \ rho _ {e}}$${\displaystyle r_{e}}$

Forma

El colapso de las sobredensidades en el campo de densidad cósmico es generalmente asférico. Por lo tanto, no hay motivo para esperar que los halos resultantes sean esféricos. Incluso las primeras simulaciones de formación de estructuras en un universo CDM enfatizaron que los halos están sustancialmente aplanados. El trabajo posterior ha demostrado que las superficies de equidensidad de halo se pueden describir mediante elipsoides caracterizados por las longitudes de sus ejes.

Debido a las incertidumbres tanto en los datos como en las predicciones del modelo, aún no está claro si las formas de halo deducidas de las observaciones son consistentes con las predicciones de la cosmología ΛCDM .

Subestructura de halo

Hasta finales de la década de 1990, las simulaciones numéricas de la formación de halos revelaron poca subestructura. Con el aumento de la potencia informática y mejores algoritmos, se hizo posible utilizar un mayor número de partículas y obtener una mejor resolución. Ahora se esperan cantidades sustanciales de subestructura. Cuando un pequeño halo se fusiona con un halo significativamente más grande, se convierte en un subhalo que orbita dentro del pozo potencial de su anfitrión. A medida que orbita, está sujeto a fuertes fuerzas de marea del anfitrión, lo que hace que pierda masa. Además, la propia órbita evoluciona a medida que el subhalo se somete a una fricción dinámica que hace que pierda energía y momento angular frente a las partículas de materia oscura de su anfitrión. Que un subhalo sobreviva como una entidad autoligada depende de su masa, perfil de densidad y su órbita.

Momento angular

Como señaló originalmente Hoyle y se demostró por primera vez mediante simulaciones numéricas de Efstathiou & Jones, el colapso asimétrico en un universo en expansión produce objetos con un momento angular significativo.

Las simulaciones numéricas han demostrado que la distribución de parámetros de espín para halos formados por agrupamiento jerárquico sin disipación se ajusta bien a una distribución logarítmica normal , cuya mediana y ancho dependen solo débilmente de la masa del halo, el corrimiento al rojo y la cosmología:

${\displaystyle \rho (\lambda)d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\right)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\right]{\ fracción {d\lambda }{\lambda }}}$

con y . En todas las masas de halo, existe una marcada tendencia a que los halos con mayor espín se encuentren en regiones más densas y, por lo tanto, se agrupen más fuertemente. ${\displaystyle {\bar {\lambda}}\aproximadamente 0,035}$${\ estilo de visualización \ sigma _ {ln \ lambda} \ aproximadamente 0,5}$

Halo de materia oscura de la Vía Láctea

Se cree que el disco visible de la Vía Láctea está incrustado en un halo de materia oscura mucho más grande y aproximadamente esférico. La densidad de la materia oscura disminuye con la distancia desde el centro galáctico. Ahora se cree que alrededor del 95% de la galaxia está compuesta de materia oscura , un tipo de materia que no parece interactuar con el resto de la materia y la energía de la galaxia de ninguna manera excepto a través de la gravedad . La materia luminosa constituye aproximadamente9 × 10 ¹⁰ masas solares . Es probable que el halo de materia oscura incluya alrededor6 × 10 ¹¹ a3 × 10 ¹² masas solares de materia oscura.

Densidad de materia oscura a la distancia del sol del núcleo galáctico

Un análisis de Jeans de 2014 de los movimientos estelares calculó la densidad de la materia oscura (a la distancia del sol desde el centro galáctico) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) masas solares/parsec^3.

Ver también

• Formación y evolución de galaxias  : desde un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo.
• Sistema de coordenadas galácticas: sistema  de coordenadas celestiales en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
• Disco galáctico  : componente de las galaxias del disco que comprende gas y estrellas.
• Bulto (astronomía)
• Halo galáctico  : componente esférico de una galaxia que se extiende más allá del componente visible principal.
• Brazo espiral  : regiones de estrellas que se extienden desde el centro de galaxias espirales y espirales barradas.
• Materia oscura  - Forma hipotética de la materia.
• Galaxia oscura  : una galaxia hipotética sin estrellas, o con muy pocas.
• Formalismo de Press-Schechter : un modelo matemático utilizado para predecir la cantidad de halos de materia oscura de una determinada masa.

Referencias

Otras lecturas

• Bertone, Gianfranco (2010). Partículas de Materia Oscura: Observaciones, Modelos y Búsquedas . Partículas de Materia Oscura: Observaciones . Prensa de la Universidad de Cambridge. pags. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.....B . ISBN 978-0-521-76368-4.
• Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14 de septiembre de 2018). "La conexión entre las galaxias y sus halos de materia oscura". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID  119072496 .

enlaces externos

• Mancha rara revelada: ¿Evidencia de que el gas hidrógeno cae sobre un grupo de materia oscura? Observatorio Europeo Austral (ScienceDaily) 3 de julio de 2006
• Experimento de Búsqueda de Materia Oscura , Experimento PICASSO
• Agujeros negros y materia oscura