stringtranslate.com

Problema del halo cuspy

El problema del halo cuspídeo (también conocido como el problema del núcleo-cúspide ) es una discrepancia entre los perfiles de densidad de materia oscura inferidos de galaxias de baja masa y los perfiles de densidad predichos por simulaciones cosmológicas de N cuerpos . Casi todas las simulaciones forman halos de materia oscura que tienen distribuciones de materia oscura "cúspides", con una densidad que aumenta abruptamente en radios pequeños, mientras que las curvas de rotación de la mayoría de las galaxias enanas observadas sugieren que tienen perfiles de densidad de materia oscura centrales planos ("núcleos"). [1] [2]

Se han propuesto varias soluciones posibles al problema del núcleo-cúspide. Muchos estudios recientes han demostrado que la inclusión de retroalimentación bariónica (en particular la retroalimentación de las supernovas y los núcleos galácticos activos ) puede "aplanar" el perfil de materia oscura del núcleo de una galaxia, ya que las salidas de gas impulsadas por la retroalimentación producen un potencial gravitacional variable en el tiempo que transfiere energía a las órbitas de las partículas de materia oscura sin colisión. [3] [4] Otros trabajos han demostrado que el problema del núcleo-cúspide se puede resolver fuera del paradigma más ampliamente aceptado de materia oscura fría (CDM): las simulaciones con materia oscura cálida o autointeractuante también producen núcleos de materia oscura en galaxias de baja masa. [5] [6] También es posible que la distribución de materia oscura que minimiza la energía del sistema tenga un perfil de densidad de materia oscura central plano. [7]

Resultados de la simulación

Según WJG de Blok "La presencia de una cúspide en los centros de los halos del CDM es uno de los primeros y más sólidos resultados derivados de simulaciones cosmológicas de N cuerpos". [8] Las simulaciones numéricas para la formación de la estructura del CDM predicen algunas propiedades estructurales que entran en conflicto con las observaciones astronómicas.

Observaciones

Las discrepancias van desde galaxias hasta cúmulos de galaxias. "La principal que ha atraído mucha atención es el problema de los halos con cúmulos, es decir, que los modelos CDM predicen halos que tienen un núcleo de alta densidad o tienen un perfil interno demasiado inclinado en comparación con las observaciones". [9]

Soluciones potenciales

El conflicto entre las simulaciones numéricas y las observaciones astronómicas crea restricciones numéricas relacionadas con el problema del núcleo/cúspide. Las restricciones observacionales sobre las concentraciones del halo implican la existencia de restricciones teóricas sobre los parámetros cosmológicos. Según McGaugh , Barker y de Blok, [10] podría haber 3 posibilidades básicas para interpretar los límites de concentración del halo establecidos por ellos o por cualquier otra persona:

  1. "Los halos CDM deben tener cúspides, por lo que los límites establecidos se mantienen y proporcionan nuevas restricciones a los parámetros cosmológicos". [11]
  2. "Algo (por ejemplo, la retroalimentación, las modificaciones de la naturaleza de la materia oscura) elimina las cúspides y, por lo tanto, las limitaciones de la cosmología". [12]
  3. "La imagen de la formación del halo sugerida por las simulaciones del CDM es errónea".

Un enfoque para resolver el problema de la cúspide-núcleo en los halos galácticos es considerar modelos que modifican la naturaleza de la materia oscura; los teóricos han considerado la materia oscura cálida , difusa , autointeractuante y metafría , entre otras posibilidades. [13] Una solución sencilla podría ser que la distribución de materia oscura que minimiza la energía del sistema tiene un perfil de densidad de materia oscura central plano. [7]

Véase también

Referencias

  1. ^ Moore, Ben; et al. (agosto de 1994). "Evidencia contra la materia oscura sin disipación a partir de observaciones de halos de galaxias". Nature . 370 (6491): 629–631. Bibcode :1994Natur.370..629M. doi :10.1038/370629a0. S2CID  4325561.
  2. ^ Oh, Se-Heon; et al. (mayo de 2015). "Modelos de masa de alta resolución de galaxias enanas a partir de LITTLE THINGS". The Astronomical Journal . 149 (6): 180. arXiv : 1502.01281 . Bibcode :2015AJ....149..180O. doi :10.1088/0004-6256/149/6/180. S2CID  1389457.
  3. ^ Navarro, Julio; et al. (diciembre de 1996). "Los núcleos de los halos de las galaxias enanas". MNRAS . 283 (3): L72–L78. arXiv : astro-ph/9610187 . Código Bibliográfico :1996MNRAS.283L..72N. doi : 10.1093/mnras/283.3.l72 .
  4. ^ Pontzen, Andrew; et al. (2012). "Cómo la retroalimentación de supernova convierte las cúspides de materia oscura en núcleos". Nature . 421 (4): 3464–3471. arXiv : 1106.0499 . Bibcode :2012MNRAS.421.3464P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20571.x . S2CID  26992856.
  5. ^ Lovell, Mark; et al. (marzo de 2012). "Los halos de las galaxias satélite brillantes en un universo cálido de materia oscura". MNRAS . 420 (3): 2318–2324. arXiv : 1104.2929 . Código Bibliográfico :2012MNRAS.420.2318L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20200.x . S2CID  53698295.
  6. ^ Elbert, Oliver; et al. (octubre de 2015). "Formación del núcleo en halos enanos con materia oscura autointeractuante: no es necesario un ajuste fino". MNRAS . 453 (1): 29–37. arXiv : 1412.1477 . Código Bibliográfico :2015MNRAS.453...29E. doi : 10.1093/mnras/stv1470 .
  7. ^ ab Runstedtler, Allan (noviembre de 2018). "Un modelo para la masa y distribución de partículas en halos de materia oscura". Revista canadiense de física . 96 (11): 1178–1182. Código Bibliográfico :2018CaJPh..96.1178R. doi :10.1139/cjp-2017-0804. ISSN  0008-4204. S2CID  125555275.
  8. ^ de Blok; WJG (2009). "El problema del núcleo-cúspide". Avances en Astronomía . 2010 : 1–14. arXiv : 0910.3538 . Código Bibliográfico :2010AdAst2010E...5D. doi : 10.1155/2010/789293 . S2CID  55026264.
  9. ^ Hui, L. (2001). "Límites de unitaridad y el problema del halo de cúspide". Phys. Rev. Lett . 86 (16): 3467–3470. arXiv : astro-ph/0102349 . Código Bibliográfico :2001PhRvL..86.3467H. doi :10.1103/PhysRevLett.86.3467. PMID  11328000. S2CID  22259958.
  10. ^ McGaugh, SS; Barker, MK; de Blok, WJG (20 de febrero de 2003). "Un límite en la densidad de masa cosmológica y el espectro de potencia a partir de las curvas de rotación de galaxias de bajo brillo superficial". The Astrophysical Journal . 584 (2): 566–576. arXiv : astro-ph/0210641 . Bibcode :2003ApJ...584..566M. doi :10.1086/345806. S2CID  14888119.
  11. ^ Valenzuela, O.; Rhee, G.; Klypin, A.; Governato, F., Stinson, G.; Quinn, T. ; Wadsley, J. (20 de febrero de 2007). "¿Existe evidencia de núcleos planos en los halos de las galaxias enanas? El caso de NGC 3109 y NGC 6822". The Astrophysical Journal . 657 (2): 773–789. arXiv : astro-ph/0509644 . Código Bibliográfico :2007ApJ...657..773V. doi :10.1086/508674. S2CID  14206466.{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  12. ^ Governato, F.; Brook, C.; Mayer, L.; Brooks, A., Rhee, G.; Jonsson, P.; Willman, B.; Stinson, G.; Quinn, T.; Madau, P. (20 de enero de 2010). "Galaxias enanas sin protuberancias y núcleos de materia oscura a partir de efluentes impulsados ​​por supernovas". Nature . 463 (7278): 203–206. arXiv : 0911.2237 . Bibcode :2010Natur.463..203G. doi :10.1038/nature08640. PMID  20075915. S2CID  4411280.{{cite journal}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  13. ^ McGaugh, SS; de Blok, WJG; Schombert, JM; Kuzio de Naray, R.; Kim, JH (10 de abril de 2007). "La velocidad de rotación atribuible a la materia oscura en radios intermedios en galaxias de disco". The Astrophysical Journal . 659 (1): 149–161. arXiv : astro-ph/0612410 . Código Bibliográfico :2007ApJ...659..149M. doi :10.1086/511807. S2CID  15193438.