Según los modelos modernos de cosmología física , un halo de materia oscura es una unidad básica de estructura cosmológica . Es una región hipotética que se ha desacoplado de la expansión cósmica y contiene materia ligada gravitacionalmente . [1] Un solo halo de materia oscura puede contener múltiples grupos virializados de materia oscura unidos por gravedad, conocidos como subhalos. [1] Los modelos cosmológicos modernos, como ΛCDM , proponen que los halos y subhalos de materia oscura pueden contener galaxias. [1] [2] El halo de materia oscura de una galaxia envuelve el disco galácticoy se extiende mucho más allá del borde de la galaxia visible. Aunque se cree que está formado por materia oscura , los halos no se han observado directamente. Su existencia se infiere a través de las observaciones de sus efectos sobre los movimientos de las estrellas y el gas en las galaxias y las lentes gravitacionales . [3] 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 halo compactos masivos (MACHO). [4] [5] [6] [7]
Curvas de rotación como evidencia de un halo de materia oscura
La presencia de materia oscura (DM) en el halo se infiere de su efecto gravitacional en la curva de rotación de una galaxia espiral . Sin grandes cantidades de masa en todo el halo (aproximadamente 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, en particular las observaciones de radio de la emisión de líneas de hidrógeno atómico neutro (conocido, en lenguaje astronómico, como línea de hidrógeno de 21 cm , línea H uno 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. [11] 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 ) es 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 explicarla. La Hipótesis DM ha sido reforzada por varios estudios. [12] [13] [14] [15]
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 las galaxias. Durante la formación galáctica inicial, la temperatura de la materia bariónica aún debería haber sido demasiado alta para que pudiera formar objetos gravitacionalmente ligados a sí mismos, por lo que se requiere 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 de la formación de estructuras CDM comienza con perturbaciones de densidad en el Universo que crecen linealmente hasta alcanzar 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 inicialmente se expande con la expansión del Universo. A medida que avanza 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 virializado con una forma elipsoidal, que revela alguna subestructura en forma de subhalos de materia oscura. [2]
El uso de CDM supera los problemas asociados con la materia bariónica normal porque elimina la mayoría de las presiones térmicas y radiativas que impedían el colapso de la materia bariónica. El hecho de que la materia oscura esté fría en comparación con la materia bariónica permite que la DM forme estos grupos iniciales unidos gravitacionalmente. Una vez que se formaron 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 de galaxias tempranas coinciden con la estructura observada por los estudios galácticos, así como la observación del fondo cósmico de microondas. [dieciséis]
Perfiles de densidad
Un modelo comúnmente utilizado para los halos de materia oscura galáctica es el halo pseudoisotermal: [17]
dónde denota la densidad central finita y el radio del núcleo. Esto proporciona un buen ajuste a la mayoría de los datos de curvas de rotación. Sin embargo, no puede ser una descripción completa, ya que la masa encerrada no logra converger a un valor finito ya que el radio tiende al 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 nunca puede 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 ser importantes. invalida el modelo de colapso esférico. [18]
Las simulaciones numéricas de la formación de estructuras en un universo en expansión conducen al perfil empírico de NFW (Navarro-Frenk-White) : [19]
dónde 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 los halos de los cúmulos de galaxias. Este perfil tiene un potencial gravitacional finito a pesar de que la masa integrada todavía diverge logarítmicamente. Se ha vuelto convencional referirse a la masa de un halo en un punto fiducial 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. Posteriormente se dedujo que el perfil de densidad depende del entorno, siendo el NFW apropiado solo para halos aislados. [20] Los halos NFW generalmente proporcionan una descripción peor de los datos de las galaxias que el perfil pseudoisotermal , lo que lleva al problema del halo cuspy .
Las simulaciones por ordenador de mayor resolución se describen mejor mediante el perfil de Einasto : [21]
donde r es el radio espacial (es decir, no proyectado). El termino 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 puede distinguir observacionalmente del halo NFW de 2 parámetros, [22] y no hace nada para aliviar el problema del halo cuspy .
Forma
El colapso de las sobredensidades en el campo de densidad cósmica es generalmente asférico. Entonces, no hay razón 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. [23] El trabajo posterior ha demostrado que las superficies de equidensidad de halo pueden describirse mediante elipsoides caracterizados por las longitudes de sus ejes. [24]
Debido a las incertidumbres tanto en los datos como en las predicciones del modelo, aún no está claro si las formas de halo inferidas 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 halo revelaron poca subestructura. Con el aumento de la potencia de cálculo y mejores algoritmos, fue posible utilizar un mayor número de partículas y obtener una mejor resolución. Ahora se esperan cantidades sustanciales de subestructura. [25] [26] [27] Cuando un halo pequeño se fusiona con un halo significativamente más grande, se convierte en un subhalo que orbita dentro del pozo potencial de su anfitrión. Mientras orbita, está sometido 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 con respecto a las partículas de materia oscura de su anfitrión. Si un subhalo sobrevive como una entidad unida a sí misma depende de su masa, perfil de densidad y su órbita. [18]
Momento angular
Como señaló originalmente Hoyle [28] y demostró por primera vez usando simulaciones numéricas de Efstathiou & Jones, [29] el colapso asimétrico en un universo en expansión produce objetos con un momento angular significativo.
Las simulaciones numéricas han demostrado que la distribución del parámetro de espín para los halos formados por agrupaciones jerárquicas sin disipación se ajusta bien a una distribución logarítmica normal, cuya mediana y anchura dependen solo débilmente de la masa del halo, el desplazamiento al rojo y la cosmología: [30]
con y . En todas las masas de halo, existe una marcada tendencia a que los halos con espín más alto se encuentren en regiones más densas y, por lo tanto, se agrupen más fuertemente. [31]
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 del 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 hasta3 × 10 12 masas solares de materia oscura. [32] [33]
Ver también
- Formación y evolución de galaxias : procesos que formaron un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo, la formación de las primeras galaxias, la forma en que las galaxias cambian con el tiempo.
- Sistema de coordenadas galácticas : un sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
- Disco galáctico
- Bulge (astronomía)
- Halo galáctico
- Brazo espiral : regiones de estrellas que se extienden desde el centro de las galaxias espirales y espirales barradas.
- Materia oscura : forma hipotética de materia que comprende la mayor parte de la materia del universo
- Galaxia oscura : una galaxia hipotética con muy pocas estrellas o ninguna
- Formalismo Press-Schechter : modelo matemático utilizado para predecir el número de halos de materia oscura de una determinada masa.
Referencias
- ^ a b c Wechsler, Risa; Tinker, Jeremy (septiembre de 2018). "La conexión entre las galaxias y sus halos de materia oscura" . Revista anual de astronomía y astrofísica . 56 : 435–487. arXiv : 1804.03097 . Código de Bibliografía : 2018ARA & A..56..435W . doi : 10.1146 / annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .
- ^ a b Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Formación y evolución de galaxias . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 97–98. ISBN 978-0-521-85793-2.
- ^ Khullar, Gourav (4 de noviembre de 2016). "The Bullet Cluster - ¡Una pistola humeante para la materia oscura!" . astrobites . Consultado el 30 de mayo de 2019 .
- ^ Navarro, Julio F .; Frenk, Carlos S .; White, Simon DM (mayo de 1996). "La estructura de los halos de materia oscura fría". El diario astrofísico . 462 : 563–575. arXiv : astro-ph / 9508025 . Código bibliográfico : 1996ApJ ... 462..563N . doi : 10.1086 / 177173 . S2CID 119007675 .
- ^ Lovell, Mark R .; Frenk, Carlos S .; Eke, Vincent R .; Jenkins, Adrian; Gao, Liang; Theuns, Tom (21 de marzo de 2014). "Las propiedades de los halos cálidos de materia oscura". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 439 (1): 300–317. arXiv : 1308.1399 . doi : 10.1093 / mnras / stt2431 . S2CID 55639399 .
- ^ Alcock, C (10 de octubre de 2000). "El proyecto MACHO: resultados de microlentes de 5,7 años de observaciones de grandes nubes de Magallanes". El diario astrofísico . 542 (1): 281-307. arXiv : astro-ph / 0001272 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 542..281A . doi : 10.1086 / 309512 . S2CID 15077430 .
- ^ Alcock, C (20 de septiembre de 2000). "Eventos de microlentes binarios del proyecto MACHO". El diario astrofísico . 541 (1): 270-297. arXiv : astro-ph / 9907369 . Código bibliográfico : 2000ApJ ... 541..270A . doi : 10.1086 / 309393 .
- ^ Peter Schneider (2006). Astronomía y cosmología extragaláctica . Saltador. pag. 4, Figura 1.4. ISBN 978-3-540-33174-2.
- ^ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn (2007). En búsqueda del universo . Editores Jones & Bartlett. pag. 492; Figura 16-13. ISBN 978-0-7637-4387-1.
Curva de rotación de la Vía Láctea.
- ^ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams (2004). Introducción a las galaxias y la cosmología . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 21; Figura 1.13. ISBN 978-0-521-54623-2.
- ^ Bosma, A. (1978), Phy. D. Tesis, Univ. de Groningen
- ^ Freeman, KC (1970). "Sobre los discos de las galaxias espirales y S0" . Astrophys. J . 160 : 881. Código Bibliográfico : 1970ApJ ... 160..811F . doi : 10.1086 / 150474 .
- ^ Rubin, VC; Ford, WK; Thonnard, N. (1980). "Propiedades rotacionales de 21 galaxias SC con un amplio rango de luminosidades y radios, desde NGC 4605 (R = 4kpc) hasta UGC 2885 (R = 122kpc)" . Astrophys. J . 238 : 471. Código Bibliográfico : 1980ApJ ... 238..471R . doi : 10.1086 / 158003 .
- ^ Bregman, K. (1987), Tesis doctoral, Univ. Groningen
- ^ Broeils, AH (1992). "La distribución de masa de la espiral enana NGC 1560" . Astron. Astrophys. J . 256 : 19. Código Bibliográfico : 1992A y A ... 256 ... 19B .
- ^ V Springel; SDM White; A Jenkins; CS Frenk; N Yoshida; L Gao; J Navarro; R Thacker; D Croton; J Helly; JA Peacock; S Cole; P Thomas; H Couchman; A Evrard; J Colberg; F Pearce (2005). "Simulaciones de la formación, evolución y agrupamiento de galaxias y cuásares". Naturaleza . 435 (7042): 629–636. arXiv : astro-ph / 0504097 . Código bibliográfico : 2005Natur.435..629S . doi : 10.1038 / nature03597 . PMID 15931216 . S2CID 4383030 .
- ^ Gunn, J. y Gott, JR (1972), Astrophys. J. 176,1
- ^ a b Mo, Houjun; van den Bosch, Frank; White, Simon (2010). Formación y evolución de galaxias . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-85793-2.
- ^ Navarro, J. et al. (1997), Un perfil de densidad universal a partir de agrupaciones jerárquicas
- ^ Avila-Reese, V., Firmani, C. y Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
- ^ Merritt, D. et al. (2006), Modelos empíricos para halos de materia oscura. I.Construcción no paramétrica de perfiles de densidad y comparación con modelos paramétricos
- ^ McGaugh, S. et al. (2007), La velocidad de rotación atribuible a la materia oscura en radios intermedios en galaxias de disco
- ^ Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, CS, White, SDM (1985), ApJ. 292, 371
- ^ Franx, M., Illingworth, G., de Zeeuw, T. (1991), ApJ., 383, 112
- ^ Klypin, A., Gotlöber, S., Kravtsov, AV, Khokhlov, AM (1999), ApJ., 516,530
- ^ Diemand, J., Kuhlen, M., Madau, P. (2007), ApJ, 667, 859
- ^ Springel, V .; Wang, J .; Vogelsberger, M .; Ludlow, A .; Jenkins, A .; Helmi, A .; Navarro, JF; Frenk, CS; White, SDM (2008). "El Proyecto Acuario: los subhalos de los halos galácticos" . MNRAS . 391 (4): 1685-1711. arXiv : 0809.0898 . Código bibliográfico : 2008MNRAS.391.1685S . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.14066.x . S2CID 119289331 .
- ^ Hoyle, F. (1949), Problemas de aerodinámica cósmica, Oficina Central de Documentos Aéreos, Dayton.
- ↑ Efstathiou, G., Jones, BJT (1979), MNRAS, 186, 133
- ^ Maccio, AV, Dutton, AA, van den Bosch, FC, et al. (2007), MNRAS, 378, 55
- ↑ Gao, L., White, SDM (2007), MNRAS, 377, L5
- ^ Battaglia y col. (2005), El perfil de dispersión de velocidad radial del halo galáctico: restringiendo el perfil de densidad del halo oscuro de la Vía Láctea
- ^ Kafle, PR; Sharma, S .; Lewis, GF; Bland-Hawthorn, J. (2014). "Sobre los hombros de gigantes: propiedades del halo estelar y la distribución masiva de la Vía Láctea". El diario astrofísico . 794 (1): 17. arXiv : 1408.1787 . Código Bibliográfico : 2014ApJ ... 794 ... 59K . doi : 10.1088 / 0004-637X / 794/1/59 . S2CID 119040135 .
Otras lecturas
- Bertone, Gianfranco (2010). Partículas de materia oscura: observaciones, modelos y búsquedas . Partícula de materia oscura: observaciones . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 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 . Código de Bibliografía : 2018ARA & A..56..435W . doi : 10.1146 / annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .
enlaces externos
- Se revela una gota rara: ¿Evidencia de que el gas hidrógeno caiga 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