El perfil de Navarro-Frenk-White (NFW) es una distribución de masa espacial de materia oscura ajustada a halos de materia oscura identificados en simulaciones de N-body por Julio Navarro , Carlos Frenk y Simon White . [1] El perfil NFW es uno de los perfiles de modelo más utilizados para los halos de materia oscura. [2]
Distribución de densidad
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/5/5d/Comparison_of_NFW_and_Einasto_profiles.svg/220px-Comparison_of_NFW_and_Einasto_profiles.svg.png)
En el perfil NFW, la densidad de la materia oscura en función del radio viene dada por:
donde ρ 0 y el "radio de escala", R s , son parámetros que varían de un halo a otro.
La masa integrada dentro de un radio R max es
La masa total es divergente, pero a menudo es útil tomar el borde del halo como el radio virial , R vir , que está relacionado con el "parámetro de concentración", c , y el radio de escala mediante
(Alternativamente, se puede definir un radio en el que la densidad promedio dentro de este radio es veces la densidad crítica o media del universo , lo que resulta en una relación similar:. El radio virial estará alrededor a , aunque los valores de se utilizan en astronomía de rayos X, por ejemplo, debido a concentraciones más altas. [3] )
La masa total en el halo dentro es
El valor específico de c es aproximadamente 10 o 15 para la Vía Láctea, y puede oscilar entre 4 y 40 para halos de varios tamaños.
Esto luego se puede usar para definir un halo de materia oscura en términos de su densidad media, resolviendo la ecuación anterior para y sustituyéndolo en la ecuación original. Esto da
dónde
- es la densidad media del halo,
- es del cálculo de masa, y
- es la distancia fraccionaria al radio virial.
Momentos de orden superior
La integral de la densidad al cuadrado es
de modo que la densidad cuadrática media dentro de R max es
que para el radio virial se simplifica a
y la densidad cuadrática media dentro del radio de escala es simplemente
Potencial gravitacional
Resolver la ecuación de Poisson da el potencial gravitacional
con los limites y .
La aceleración debida al potencial NFW es:
dónde .
Radio de la máxima velocidad circular
El radio de la velocidad circular máxima (confusamente a veces también se conoce como ) se puede encontrar a partir del máximo de como
dónde es la raíz positiva de
- .
La velocidad circular máxima también está relacionada con la densidad característica y la escala de longitud del perfil NFW:
Simulaciones de materia oscura
En un amplio rango de masa de halo y desplazamiento al rojo, el perfil NFW se aproxima a la configuración de equilibrio de los halos de materia oscura producidos en simulaciones de partículas de materia oscura sin colisión por numerosos grupos de científicos. [4] Antes de que la materia oscura se virialice , la distribución de la materia oscura se desvía de un perfil NFW, y se observa una subestructura significativa en las simulaciones tanto durante como después del colapso de los halos.
Se ha demostrado que los modelos alternativos, en particular el perfil de Einasto , representan los perfiles de materia oscura de los halos simulados tan bien o mejor que el perfil NFW al incluir un tercer parámetro adicional. [5] [6] El perfil de Einasto tiene una pendiente central finita (cero), a diferencia del perfil NFW que tiene una densidad central divergente (infinita). Debido a la resolución limitada de las simulaciones de N cuerpos, aún no se sabe qué modelo proporciona la mejor descripción de las densidades centrales de los halos de materia oscura simulados.
Las simulaciones que asumen diferentes condiciones cosmológicas iniciales producen poblaciones de halo en las que los dos parámetros del perfil NFW siguen diferentes relaciones de concentración de masa, dependiendo de propiedades cosmológicas como la densidad del universo y la naturaleza del proceso muy temprano que creó toda la estructura. Las mediciones observacionales de esta relación ofrecen, por tanto, una ruta para restringir estas propiedades. [7]
Observaciones de halos
Los perfiles de densidad de materia oscura de los cúmulos de galaxias masivas se pueden medir directamente mediante lentes gravitacionales y concuerdan bien con los perfiles NFW predichos para cosmologías con los parámetros inferidos de otros datos. [8] Para halos de menor masa, las lentes gravitacionales son demasiado ruidosas para dar resultados útiles para objetos individuales, pero aún se pueden realizar mediciones precisas promediando los perfiles de muchos sistemas similares. Para el cuerpo principal de los halos, la concordancia con las predicciones sigue siendo buena hasta masas de halo tan pequeñas como las de los halos que rodean a galaxias aisladas como la nuestra. [9] Sin embargo, las regiones internas de los halos están fuera del alcance de las mediciones con lentes, y otras técnicas dan resultados que no concuerdan con las predicciones de NFW para la distribución de materia oscura dentro de las galaxias visibles que se encuentran en los centros del halo.
Las observaciones de las regiones internas de galaxias brillantes como la Vía Láctea y M31 pueden ser compatibles con el perfil NFW, [10] pero esto está abierto a debate. El perfil de materia oscura NFW no es consistente con las observaciones de las regiones internas de las galaxias de bajo brillo superficial , [11] [12] que tienen menos masa central de lo previsto. Esto se conoce como el problema del núcleo cúspide o del halo cúspide . Actualmente se debate si esta discrepancia es consecuencia de la naturaleza de la materia oscura, de la influencia de los procesos dinámicos durante la formación de galaxias o de deficiencias en el modelado dinámico de los datos de observación. [13]
Ver también
Referencias
- ^ Navarro, Julio F .; Frenk, Carlos S .; White, Simon DM (10 de 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 .
- ^ Bertone, Gianfranco (2010). Partículas de materia oscura: observaciones, modelos y búsquedas . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 762. ISBN 978-0-521-76368-4.
- ^ Evrard; Metzler; Navarro (1 de octubre de 1996). "Estimaciones de masas de racimos de rayos X". El diario astrofísico . 469 : 494. arXiv : astro-ph / 9510058 . Código Bibliográfico : 1996ApJ ... 469..494E . doi : 10.1086 / 177798 . S2CID 1031423 .
- ^ YP Jing (20 de mayo de 2000). "El perfil de densidad de equilibrio y Halos de materia oscura de no equilibrio". El diario astrofísico . 535 (1): 30–36. arXiv : astro-ph / 9901340 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 535 ... 30J . doi : 10.1086 / 308809 . S2CID 6007164 .
- ^ Merritt, David ; Graham, Alister; Moore, Benjamin; Diemand, Jurg; et al. (20 de diciembre de 2006). "Modelos empíricos para halos de materia oscura". El diario astronómico . 132 (6): 2685–2700. arXiv : astro-ph / 0509417 . Código bibliográfico : 2006AJ .... 132.2685M . doi : 10.1086 / 508988 . S2CID 14511019 .
- ^ Merritt, David ; et al. (Mayo de 2005). "¿Un perfil de densidad universal para materia oscura y luminosa?". El diario astrofísico . 624 (2): L85 – L88. arXiv : astro-ph / 0502515 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 624L..85M . doi : 10.1086 / 430636 . S2CID 56022171 .
- ^ Navarro, Julio ; Frenk, Carlos; White, Simon (1 de diciembre de 1997). "Un perfil de densidad universal de agrupamiento jerárquico". El diario astrofísico . 490 (2): 493–508. arXiv : astro-ph / 9611107 . Bibcode : 1997ApJ ... 490..493N . doi : 10.1086 / 304888 . S2CID 3067250 .
- ^ Okabe, Nobuhiro; et al. (Junio del 2013). "LoCuSS: el perfil de densidad de masas de cúmulos de galaxias masivas en z = 0,2". El diario astrofísico . 769 (2): L35 – L40. arXiv : 1302.2728 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 769L..35O . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 769/2 / L35 . S2CID 54707479 .
- ^ Wang, yendo; et al. (Marzo de 2016). "Una recalibración de lente gravitacional débil de las relaciones de escala que vinculan las propiedades del gas de los halos oscuros a su masa". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 456 (3): 2301–2320. arXiv : 1509.05784 . Código Bib : 2016MNRAS.456.2301W . doi : 10.1093 / mnras / stv2809 .
- ^ Klypin, Anatoly; Zhao, HongSheng; Somerville, Rachel S. (10 de julio de 2002). "Modelos basados en ΛCDM para la Vía Láctea y M31. I. Modelos dinámicos". El diario astrofísico . 573 (2): 597–613. arXiv : astro-ph / 0110390 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 573..597K . doi : 10.1086 / 340656 . S2CID 14637561 .
- ^ de Blok, WJG; McGaugh, Stacy S .; Rubin, Vera C. (1 de noviembre de 2001). "Curvas de rotación de alta resolución de galaxias de bajo brillo superficial. II. Modelos de masa" . El diario astronómico . 122 (5): 2396–2427. Código bibliográfico : 2001AJ .... 122.2396D . doi : 10.1086 / 323450 . ISSN 0004-6256 .
- ^ Kuzio de Naray, Rachel; Kaufmann, Tobias (1 de julio de 2011). "Recuperación de núcleos y cúspides en halos de materia oscura mediante observaciones de campo de velocidad simuladas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 414 (4): 3617–3626. arXiv : 1012.3471 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.414.3617K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18656.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 119296274 .
- ^ Omán, Kyle; et al. (Octubre de 2015). "La inesperada diversidad de curvas de rotación de galaxias enanas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 452 (4): 3650–3665. arXiv : 1504.01437 . Código bibliográfico : 2015MNRAS.452.3650O . doi : 10.1093 / mnras / stv1504 .