Halo de materia oscura

Estructura cosmológica teórica

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 unidos 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. Aunque se piensa que consisten en materia oscura , 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 el efecto de lente gravitacional . ^[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 galaxia de la Vía Láctea. El eje vertical es la velocidad de rotación alrededor del 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. La dispersión en las observaciones se indica aproximadamente con barras grises. La diferencia se debe a la materia oscura o quizás a una modificación de la ley de la gravedad . ^{[8] [9] [10]}

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 galaxias espirales, particularmente las observaciones de radio de la emisión de líneas del hidrógeno atómico neutro (conocidas, en el lenguaje astronómico, como línea de hidrógeno de 21 cm , H1 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 al centro galáctico. ^[11] La ausencia de cualquier materia visible que explique estas observaciones implica que existe materia (oscura) no observada, propuesta por primera vez por Ken Freeman en 1970, o que la teoría del movimiento bajo gravedad ( relatividad general ) es incompleta. Freeman se dio cuenta de que la disminución esperada de la velocidad no se produjo en NGC 300 ni en M33, y consideró que una masa no detectada podría explicarla. La hipótesis de la DM ha sido reforzada por varios estudios. ^{[12] [13] [14] [15]}

Formación y estructura de los halos de materia oscura

Se cree que la formación de halos de materia oscura desempeñó un papel importante 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 gravitacionalmente autoligados, por lo que requirió la formación previa de una estructura de materia oscura para agregar interacciones gravitacionales adicionales. La hipótesis actual se basa en la materia oscura fría (CDM) y su formación en la estructura en las primeras etapas del universo.

La hipótesis de la formación de la estructura CDM comienza con perturbaciones de densidad en el Universo que crecen linealmente hasta que alcanzan una densidad crítica, después de la cual dejarían de expandirse y colapsarían 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 a través de la acreción de material de su vecindario inmediato o fusionándose con otros halos . Se ha descubierto que las simulaciones numéricas de la formación de la estructura CDM proceden de la siguiente manera: un pequeño volumen con pequeñas perturbaciones inicialmente se expande con la expansión del Universo. A medida que transcurre el tiempo, las perturbaciones de 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 cierta subestructura en forma de subhalos de materia oscura. ^[2]

El uso de la materia oscura en forma de disco 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 que se forman 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. ^[16]

Perfiles de densidad

Un modelo comúnmente utilizado para los halos de materia oscura galáctica es el halo pseudoisotérmico: ^[17]

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

donde denota la densidad central finita y el radio del núcleo. Esto proporciona un buen ajuste a la mayoría de los datos de curvas de rotación. Sin embargo, no puede ser una descripción completa, ya que la masa encerrada no logra converger 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. ^[18] ${\displaystyle \rho _{o}}$ ${\displaystyle r_{c}}$

Las simulaciones numéricas de la formación de estructuras en un universo en expansión conducen al perfil empírico NFW (Navarro–Frenk–White) : ^[19]

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

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 los 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 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. Más tarde se dedujo que el perfil de densidad depende del entorno, y que el NFW es apropiado solo para halos aislados. ^[20] Los halos NFW generalmente proporcionan una peor descripción de los datos de galaxias que el perfil pseudoisotérmico, lo que conduce al problema del halo cuspy . ${\displaystyle r_{s}}$ ${\displaystyle \delta _{c}}$ ${\displaystyle \rho _{crit}}$ ${\displaystyle 3H^{2}/8\pi G}$

Las simulaciones por computadora de mayor resolución se describen mejor mediante el perfil de Einasto : ^[21]

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

donde r es el radio espacial (es decir, no proyectado). El 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 puede distinguir observacionalmente del halo NFW de 2 parámetros, ^[22] y no hace nada para aliviar el problema del halo cuspy . ${\displaystyle d_{n}}$ ${\displaystyle \rho _{e}}$ ${\displaystyle r_{e}}$

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 son sustancialmente aplanados. ^[23] Trabajos posteriores han demostrado que las superficies de equidensidad de los halos 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 del halo inferidas a partir de las observaciones son consistentes con las predicciones de la cosmología ΛCDM .

Subestructura de Halo

Hasta finales de los años 1990, las simulaciones numéricas de la formación de halos revelaban poca subestructura. Con el aumento de la potencia de cálculo y mejores algoritmos, se hizo 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 de potencial de su anfitrión. Mientras 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 que hace que pierda energía y momento angular con las partículas de materia oscura de su anfitrión. Si un subhalo sobrevive como una entidad autoligada depende de su masa, perfil de densidad y su órbita. ^[18]

Momento angular

Como lo señaló originalmente Hoyle ^[28] y lo demostró por primera vez mediante simulaciones numéricas Efstathiou y 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 de parámetros de espín para halos formados por agrupamiento jerárquico sin disipación se ajusta bien a una distribución log-normal , cuya mediana y ancho dependen sólo débilmente de la masa del halo, el corrimiento al rojo y la cosmología: ^[30]

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

Con y . En todas las masas de halo, hay una marcada tendencia a que los halos con mayor espín estén en regiones más densas y, por lo tanto, estén más fuertemente agrupados. ^[31] ${\displaystyle {\bar {\lambda }}\approx 0.035}$ ${\displaystyle \sigma _{ln\lambda }\approx 0.5}$

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 materia oscura disminuye con la distancia al centro galáctico. Ahora se cree que aproximadamente el 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 alrededor de6 × 10 ¹¹ a3 × 10 ¹² masas solares de materia oscura. ^{[32] [33]} Un análisis de los movimientos estelares realizado por Jeans en 2014 calculó la densidad de materia oscura (a la distancia del Sol del centro galáctico) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) masas solares/parsec^3. ^[33]

Véase también

• Formación y evolución de las galaxias
• Sistema de coordenadas galáctico  – Sistema de coordenadas celestes en coordenadas esféricas, con el Sol como centro.
• Disco galáctico  : Componente de las galaxias de disco que comprende gas y estrellas.
• Bulto (astronomía)  – Grupo compacto de estrellas dentro de una formación más grandePages displaying short descriptions of redirect targets
• Halo galáctico  : componente esférico de una galaxia que se extiende más allá del componente principal visible.
• Brazo espiral  : regiones en forma de espiral de mayor brillo dentro del disco galáctico en las galaxias espirales
• Materia oscura  : concepto en cosmología
• Galaxia oscura  : una galaxia hipotética sin estrellas o con muy pocas estrellas
• Formalismo Press-Schechter – Modelo matemático utilizado para predecir el número de halos de materia oscura de una determinada masa.

Referencias

1. 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 Bibliográfico :2018ARA&A..56..435W. doi :10.1146/annurev-astro-081817-051756. S2CID  119072496.
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Lectura adicional

• Bertone, Gianfranco (2010). Materia oscura en partículas: observaciones, modelos y búsquedas . Cambridge University Press. p. 762. Bibcode :2010pdmo.book.....B. ISBN 978-0-521-76368-4. {{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )
• 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 Bibliográfico :2018ARA&A..56..435W. doi :10.1146/annurev-astro-081817-051756. S2CID  119072496.

Enlaces externos

• Descubierta una extraña mancha: ¿hay pruebas de que el gas hidrógeno cae 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