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halo de materia oscura

Halo de materia oscura simulado a partir de una simulación cosmológica de N cuerpos. En los modelos modernos de cosmología física , un halo de materia oscura es una unidad básic...

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

En 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 . [ 1 ] Un solo halo de materia oscura puede contener múltiples cúmulos virializados de materia oscura ligados por la 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 galáctico y se extiende mucho más allá del borde de la galaxia visible. Se cree que consisten en materia oscura , pero los halos no se han observado directamente. Su existencia se infiere a través de observaciones de sus efectos en 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 distintos grados de éxito incluyen la materia oscura fría (CDM) , la materia oscura cálida y los objetos de halo compactos masivos (MACHO). [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]

Curva de rotación de la Vía Láctea. El eje vertical representa la velocidad de rotación alrededor del centro galáctico. El eje horizontal representa la distancia al centro galáctico. El Sol está marcado en amarillo. La curva de velocidad de rotación observada está marcada con puntos de datos. La curva predicha, basada en la masa estelar y el gas de la Vía Láctea, está en negro. La diferencia se debe a la materia oscura o posiblemente a una modificación de la gravedad como MOND . Los datos mostrados se pueden encontrar aquí. [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]

Curvas de rotación como evidencia de un halo de materia oscura.

La presencia de materia oscura (MD) 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 galaxias espirales, en particular las observaciones de radio de la emisión de línea del hidrógeno atómico neutro (conocido, en términos astronómicos, como la línea de hidrógeno  de 21 cm , H1 y 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 al centro galáctico. [ 18 ] La ausencia de cualquier materia visible que explique estas observaciones implica que o bien existe materia oscura no observada, propuesta por primera vez por Ken Freeman en 1970, o bien que la teoría del movimiento bajo la gravedad ( relatividad general ) es incompleta. Freeman observó que la disminución esperada de la velocidad no estaba presente ni en NGC 300 ni en M33, y consideró que una masa no detectada podría explicarlo. La hipótesis de la materia oscura ha sido reforzada por varios estudios. [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]

Formación y estructura de los halos de materia oscura

Se cree que la formación de halos de materia oscura desempeñó un papel fundamental en la formación temprana de las galaxias. Durante la formación galáctica inicial, la temperatura de la materia bariónica debería haber sido demasiado alta para que formara objetos ligados gravitacionalmente, lo que requería la formación previa de estructuras de materia oscura para añadir interacciones gravitacionales adicionales. La hipótesis actual se basa en la materia oscura fría (CDM) y su formación en estructuras en las primeras etapas del universo.

La hipótesis sobre la formación de la estructura de la materia oscura fría (CDM) comienza con perturbaciones de densidad en el Universo que crecen linealmente hasta alcanzar una densidad crítica, tras la cual dejan de expandirse y colapsan para formar halos de materia oscura ligados gravitacionalmente. El marco de colapso esférico modela analíticamente la formación y el crecimiento de dichos halos. Estos halos continuarían creciendo en masa (y tamaño), ya sea por acreción de material de su entorno inmediato o por fusión con otros halos . Se ha descubierto que las simulaciones numéricas de la formación de la estructura de la CDM proceden de la siguiente manera: Un pequeño volumen con pequeñas perturbaciones se expande inicialmente con la expansión del Universo. Con el paso del 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 forma elipsoidal, que revela cierta subestructura en forma de subhalos de materia oscura. [ 2 ]

El uso de la materia oscura fría (CDM) supera los problemas asociados con la materia bariónica normal, ya que 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 la materia oscura 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 en los estudios galácticos, así como con la observación del Fondo Cósmico de Microondas. [ 23 ]

Perfiles de densidad

Un modelo comúnmente utilizado para los halos de materia oscura galáctica es el halo pseudo-isotérmico: [ 24 ]

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

dóndeρo{\displaystyle \rho _{o}}denota la densidad central finita yrdo{\displaystyle r_{c}}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 a medida 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 puede no alcanzar nunca 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. [ 25 ]

Las simulaciones numéricas de la formación de estructuras en un universo en expansión conducen al perfil empírico NFW (Navarro-Frenk-White) : [ 26 ]

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

dónders{\displaystyle r_{s}}es un radio de escala,δdo{\displaystyle \delta _{c}}es una densidad característica (adimensional), yρdorit{\displaystyle \rho _{crit}}=3H2/8πGRAMO{\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}es la densidad crítica para el cierre. El perfil NFW se llama "universal" porque funciona para una gran variedad de masas de halo, abarcando cuatro órdenes de magnitud, desde galaxias individuales hasta los halos de cúmulos de galaxias. Este perfil tiene un potencial gravitatorio finito aunque 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. [ 27 ] Los halos NFW generalmente proporcionan una peor descripción de los datos de galaxias que el perfil pseudo-isotérmico, lo que lleva al problema del halo cúspide .

Las simulaciones informáticas de mayor resolución se describen mejor mediante el perfil de Einasto : [ 28 ]

ρ(r)=ρmiexp⁡[−dnorte((rrmi)1norte−1)]{\displaystyle \rho (r)=\rho _{e}\exp \left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\right)\right]}

donde r es el radio espacial (es decir, no proyectado). El términodnorte{\displaystyle d_{n}}es una función de n tal queρmi{\displaystyle \rho _{e}}es la densidad en el radiormi{\displaystyle r_{e}}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 es observacionalmente distinguible del halo NFW de 2 parámetros, [ 29 ] y no hace nada para aliviar el problema del halo cúspide .

Forma

El colapso de las sobredensidades en el campo de densidad cósmica es generalmente asférico. Por lo tanto, 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. [ 30 ] Trabajos posteriores han demostrado que las superficies de equidensidad de los halos pueden describirse mediante elipsoides caracterizados por las longitudes de sus ejes. [ 31 ]

Debido a las incertidumbres tanto en los datos como en las predicciones del modelo, aún no está claro si las formas de los halos inferidas a partir 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 revelaban poca subestructura. Con el aumento de la capacidad de cálculo y mejores algoritmos, fue posible utilizar un mayor número de partículas y obtener una mejor resolución. Ahora se espera una cantidad sustancial de subestructura. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] Cuando un halo pequeño se fusiona con un halo significativamente más grande, se convierte en un subhalo que orbita dentro del pozo de potencial de su anfitrión. A medida que orbita, está sujeto a fuertes fuerzas de marea del anfitrión, que hacen que pierda masa. Además, la órbita misma evoluciona a medida que el subhalo está sujeto a fricción dinámica, lo que hace que pierda energía y momento angular 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. [ 25 ]

Momento angular

Como señaló originalmente Hoyle [ 35 ] y demostró por primera vez mediante simulaciones numéricas Efstathiou y Jones [ 36 ] , 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 agrupamiento jerárquico sin disipación se ajusta bien a una distribución log-normal , cuya mediana y anchura dependen solo débilmente de la masa del halo, el corrimiento al rojo y la cosmología: [ 37 ]

ρ(λ)dλ=12πσlnorteλexp⁡[−ln⁡(λλ¯)22σln⁡λ2]dλλ{\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]{\frac {d\lambda }{\lambda }}}

conλ¯≈0,035{\displaystyle {\bar {\lambda }}\approx 0.035}yσlnorteλ≈0,5{\displaystyle \sigma _{ln\lambda }\approx 0.5}. 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, estén más fuertemente agrupados. [ 38 ]

halo de materia oscura de la Vía Láctea

Se cree que el disco visible de la Vía Láctea está incrustado en un halo mucho más grande, aproximadamente esférico, de materia oscura. La densidad de materia oscura disminuye con la distancia al centro galáctico. Actualmente 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 energía de la galaxia de ninguna manera, excepto a través de la gravedad . La materia luminosa constituye aproximadamente el 95% de la galaxia.9 × 10 10 M ☉ . Es probable que el halo de materia oscura incluya alrededor de6 × 10 11 a3 × 10 12 M ☉ de materia oscura. [ 39 ] [ 40 ] Un análisis de Jeans de 2014 sobre los movimientos estelares calculó que la densidad de materia oscura (a la distancia del sol al centro galáctico) era0,0088 +0,0024 −0,0018 M ☉ pc −3 . [ 40 ] 

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

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  • Descubierta una rara anomalía: ¿Evidencia de que gas de hidrógeno cayó sobre un cúmulo 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