Halo de materia oscura

Un halo de materia oscura  es un componente hipotético de las galaxias que rodea el disco galáctico y se extiende mucho más allá de la parte visible de la galaxia. La masa del halo es el componente principal de la masa total de la galaxia. Dado que estos halos están compuestos por materia oscura , no son observables directamente, pero su presencia está determinada por el efecto que tienen sobre el movimiento de las estrellas y el gas en las galaxias. Los halos de materia oscura juegan un papel clave en los modelos modernos del origen y evolución de las galaxias .

La forma de las curvas de rotación como prueba de la existencia de un halo de materia oscura

La presencia de materia oscura en el halo se evidencia por su influencia en la curva de rotación de las galaxias. En ausencia de una gran cantidad de masa en un halo esférico, la velocidad de rotación de la galaxia disminuiría a grandes distancias de su centro, como, por ejemplo, las velocidades orbitales de los planetas disminuyen con la distancia al Sol. Sin embargo, las observaciones de las galaxias espirales, en particular las observaciones de radio de la línea de emisión de hidrógeno neutro, muestran que las curvas de rotación de la mayoría de las galaxias se vuelven más planas a medida que se alejan del centro de la galaxia; por lo tanto, la tasa de rotación no muestra una rápida disminución al aumentar la distancia desde el centro galáctico. [4] La ausencia de una sustancia observable capaz de explicar las observaciones conduce a la hipótesis de la existencia de una sustancia no observable ( ing.  dark  - hidden, dark), expresada por K. Freeman ( ing.  Ken Freeman ) en 1970, o a la cuestión del carácter incompleto de la teoría general de la relatividad , dentro de la cual se considera el movimiento de los objetos. Freeman señaló que la disminución esperada en la velocidad de rotación no se observa ni en NGC 300 ni en M 33 , y propuso la existencia de una hipótesis de masa oscura para explicar. El apoyo a esta hipótesis se puede encontrar en una serie de trabajos. [5] [6] [7] [8]

Formación y estructura del halo de materia oscura

Se supone que la formación de un halo de materia oscura juega un papel importante en las primeras etapas de la formación de galaxias. Durante el período de formación de las primeras galaxias del Universo, la temperatura de la materia bariónica probablemente era demasiado alta para la formación de objetos ligados gravitacionalmente, por lo que la presencia de estructuras de materia oscura ya formadas capaces de ejercer un efecto gravitatorio adicional sobre la se requería materia bariónica. La teoría moderna de formación de galaxias se basa en el concepto de materia oscura fría y la formación de estructuras por ella en las primeras etapas del desarrollo del Universo.

La teoría de la formación de estructuras por materia oscura fría comienza con la consideración de las perturbaciones de densidad en el Universo, las cuales crecieron linealmente hasta que su densidad alcanzó un valor crítico, luego de lo cual la expansión de las perturbaciones fue reemplazada por la compresión, lo que resultó en la formación de halos de materia oscura ligados gravitacionalmente. Estos halos continuaron creciendo en masa y tamaño acrecentando materia de las inmediaciones o fusionando halos oscuros entre sí. El modelado numérico de la estructura de la materia oscura fría llevó a las siguientes conclusiones: el pequeño volumen inicial con pequeñas perturbaciones se expande a medida que se expande el Universo. Con el tiempo, pequeñas perturbaciones crecen y colapsan, creando pequeños halos. En etapas posteriores, pequeños halos se unen para formar un halo de materia oscura virializada, de forma elipsoidal , que exhibe una estructura de subhalo. [9]

El uso de la teoría de la materia oscura fría ayuda a superar una serie de problemas asociados con las propiedades de la materia bariónica ordinaria, ya que elimina gran parte de la presión térmica y de radiación que evita que la materia bariónica se colapse. El hecho de que la materia oscura sea más fría que la materia bariónica permite que la materia oscura forme grumos fríos ligados gravitacionalmente antes. Una vez que se forman tales subhalos, su influencia gravitatoria sobre la materia bariónica es suficiente para exceder la energía térmica y permitir que la materia bariónica colapse para formar estrellas y galaxias. Los resultados de las simulaciones de formación de galaxias tempranas son consistentes con la estructura observada en estudios de galaxias y estudios de fondo cósmico de microondas. [diez]

Perfil de densidad

El modelo de un halo de materia oscura pseudoisotérmico se usa a menudo: [11]

donde denota la densidad central, denota el radio del núcleo. Este modelo es una buena aproximación para la mayoría de las curvas de rotación observadas, pero no proporciona una descripción completa, porque a medida que el radio tiende a infinito, la masa total también se vuelve infinita. En cualquier caso, este modelo es solo una aproximación, ya que hay una serie de desviaciones del perfil presentado. Por ejemplo, después del colapso, las partes exteriores del halo pueden no llegar a un estado de equilibrio; los movimientos no radiales pueden jugar un papel importante en el desarrollo del halo; las fusiones resultantes de la formación jerárquica de un halo pueden conducir a una aplicación incorrecta del modelo de colapso esférico. [12]

La simulación numérica de la formación de la estructura del halo en el Universo en expansión condujo al modelo de perfil de Navarro-Frank-White : [13]

donde es el radio de escala,  es la densidad característica (adimensional) y = es la densidad crítica. Este perfil se llama universal porque es aplicable a una amplia gama de masas de halo de cuatro órdenes de magnitud, desde los halos de galaxias individuales hasta los halos de cúmulos de galaxias . El perfil tiene un valor finito del potencial gravitatorio incluso cuando la masa total integrada tiene una divergencia logarítmica. Por regla general, se considera que el volumen del halo es una esfera con un radio en el que la densidad dentro del volumen es 200 veces la densidad crítica del Universo , aunque desde un punto de vista matemático, el halo puede extenderse a grandes distancias. . Solo un tiempo después, los científicos descubrieron que el perfil de densidad depende significativamente del entorno del halo, y el perfil Navarro-Frank-White es aplicable solo a halos aislados. [14] El halo de Navarro-Frank-White es generalmente una aproximación más pobre que el modelo de halo pseudoisotérmico.

Las simulaciones por computadora de mayor resolución se describen mejor con el perfil de Einasto : [15]

donde r denota el radio espacial (no proyectivo). El multiplicador es una función de n que es igual a la densidad en el radio , dentro del cual está encerrada la mitad de la masa total. Aunque la adición del tercer parámetro mejora un poco la descripción de los resultados de la simulación numérica, el modelo parece indistinguible del modelo de dos parámetros Navarro-Frank-White. [16] y no resuelve el problema de la cúspide en el centro de la galaxia.

Formulario

El colapso de los sellos no suele ser estrictamente esféricamente simétrico, por lo que no hay razón para considerar que los halos resultantes sean esféricamente simétricos. Incluso en los primeros resultados de las simulaciones numéricas, los halos del modelo eran achatados. [17] El trabajo posterior mostró que las superficies de igual densidad dentro del halo se pueden representar mediante elipsoides triaxiales. [Dieciocho]

Debido a las incertidumbres tanto en los datos como en las predicciones del modelo, aún no se sabe del todo si la forma del halo observada es consistente con las predicciones del modelo Lambda-CDM .

Subestructura Halo

Hasta finales de la década de 1990, las simulaciones numéricas de la formación del halo apenas revelaban ninguna estructura dentro del halo. Con el aumento de la potencia informática y la mejora de los algoritmos, se ha hecho posible considerar un mayor número de partículas modelo y obtener una resolución más alta. Actualmente, se espera la presencia de una subestructura pronunciada dentro del halo. [19] [20] [21] Cuando un halo pequeño se fusiona con uno grande, primero se convierte en un subhalo que gira en el potencial gravitatorio del halo más grande. A medida que el subhalo gira en órbita, experimenta un fuerte efecto de marea, como resultado de lo cual pierde masa. Debido a la fricción dinámica, el halo pierde energía y momento angular, y la órbita cambia gradualmente. Que un subhalo siga siendo una entidad unida gravitacionalmente depende de la masa, el perfil de densidad y la órbita. [22]

Momento angular

Como señaló inicialmente F. Hoyle [23] y basándose en simulaciones numéricas de G. Efstafiu y B. Jones [24] , el colapso asimétrico en el Universo en expansión conduce a la formación de objetos con un momento angular significativo.

Los resultados de la simulación numérica muestran que la distribución de los parámetros de rotación para los halos formados durante el agrupamiento jerárquico sin disipación puede describirse bien mediante una distribución lognormal , cuya mediana y ancho dependen débilmente de la masa del halo, el corrimiento al rojo y el modelo cosmológico: [25]

donde y . Para todas las masas de halo, existe una relación en la que los halos de mayor espín terminan en regiones más densas, es decir, en regiones con mayor hacinamiento. [26]

Teorías sobre la naturaleza de la materia oscura

La naturaleza de los halos oscuros de las galaxias espirales aún no está clara, pero existen dos teorías populares: el halo consiste en partículas elementales que interactúan débilmente, WIMP , o consiste en una gran cantidad de pequeños cuerpos oscuros llamados MACHO ( ing.  Massive compact halo objeto , objeto de halo compacto masivo) y que consiste en materia ordinaria, pero que no emite radiación que podamos detectar. Se han propuesto varios objetos MACHO posibles, incluidos agujeros negros y enanas blancas muy débiles. Aunque los objetos MACHO son muy tenues, tendrán un efecto gravitatorio, como predice la relatividad general. El método preferido para buscar MACHO en el halo de nuestra galaxia es buscar fenómenos de microlentes gravitacionales . La microlente gravitatoria se manifiesta cuando dos estrellas están en la misma línea de visión y la estrella distante queda oculta por la cercana. La luz de una estrella lejana, al pasar cerca de la más cercana, desvía la trayectoria en cierto ángulo, creando un halo de Einstein. En la mayoría de los casos, el halo es tan pequeño que es ópticamente indistinguible de la estrella. El efecto general hace que la estrella parezca más brillante. Los proyectos EROS y MACHO tienen como objetivo la búsqueda de objetos MACHO en halo mientras se observan las Nubes Grande y Pequeña de Magallanes. Si hay un MACHO en el halo en la línea de visión desde las estrellas de las Nubes de Magallanes hasta nosotros, se producirá una microlente. La magnitud y el número de eventos de microlente se pueden utilizar para obtener límites en el intervalo de la masa del objeto MACHO en el halo. Inicialmente, en el marco de los proyectos, fue posible determinar límites estrictos sobre los posibles valores de la masa , y los objetos de una masa tan pequeña no podían crear más del 10% del valor aceptado de la masa del halo. [27] Dos años más tarde, el proyecto EROS2 cambió este límite, como resultado, se concluyó que los objetos con una masa menor que la del Sol no pueden formar una parte significativa del halo. [28] Los dos proyectos juntos excluyeron objetos con masas en el intervalo . Los objetos superpesados ​​con masas mayores que fueron excluidos al comparar los resultados de la simulación de Monte Carlo con la distribución observada. [29] Los objetos muy ligeros no podrían sobrevivir en las escalas de tiempo necesarias para formar una galaxia. [treinta]

El halo de materia oscura de la Vía Láctea

El disco observable de la Vía Láctea está inmerso en un halo casi esférico más masivo de materia oscura. La densidad de la materia oscura disminuye al aumentar la distancia desde el centro de la galaxia. Se cree que el 95% de la galaxia consiste en materia oscura. La materia luminosa tiene una masa de alrededor de 9 x 10 10 masas solares. La masa de la materia oscura es de 6 x 10 11 a 3 x 10 12 masas solares. [31] [32]

Notas

  1. ↑ Peter Schneider. Astronomía y cosmología extragaláctica . - Springer, 2006. - Pág. 4, Figura 1.4. — ISBN 3-540-33174-3 .
  2. ↑ Theo Koupelis; Karl F. Kuhn. En la Búsqueda del Universo . —Jones & Bartlett Publishers, 2007. - S. 492; Figura 16-13. — ISBN 0-7637-4387-9 .
  3. ↑ Mark H. Jones; Robert J. Lambourne; David John Adams. Una introducción a las galaxias y la cosmología  . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 2004. - Pág. 21; Figura 1.13. - ISBN 0-521-54623-0 .
  4. ↑ Bosma, A. (1978), Phy. D. Tesis, Univ. de Groninga
  5. ↑ Freeman, K.C. (1970), Astrophys. J 160.881
  6. ↑ Rubin, VC, Ford, WK y Thonnard, N. (1980), Astrophys. J 238.471
  7. ↑ Bregman, K. (1987), Ph. Tesis, Univ. Groninga
  8. ↑ Broeils, AH (1992), Astron. Astrofias. J 256, 19
  9. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010, Formación de galaxias y evolución, Cambridge University Press.
  10. ↑ Springel, Boker, et al, (2005), Naturaleza, 629, 636
  11. ↑ Gunn, J. y Gott, JR (1972), Astrophys. J 176.1
  12. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Formación de galaxias y evolución, Cambridge University Press.
  13. ↑ Navarro, J. et al. (1997), A Universal Density Profile from Hierarchical Clustering Archivado el 4 de junio de 2016 en Wayback Machine .
  14. ↑ Avila-Reese, V., Firmani, C. and Hernandez, X. (1998), Astrophys. J. 505, 37.
  15. ↑ 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 Archivado el 17 de junio de 2019 en Wayback Machine .
  16. ↑ McGaugh, S. "et al." (2007), La velocidad de rotación atribuible a la materia oscura en radios intermedios en galaxias de disco
  17. ↑ Davis, M., Efstathiou, G., Frenk, CS, White, SDM (1985), ApJ. 292, 371
  18. ↑ Franx, M., Illingworth, G., de Zeeuw, T. (1991), ApJ., 383, 112
  19. ↑ Klypin, A., Gotlöber, S., Kravtsov, AV, Khokhlov, AM (1999), ApJ., 516530
  20. ↑ Diemand, J., Kuhlen, M., Madau, P. (2007), ApJ, 667, 859
  21. ↑ Springel, V., Wang, J., Vogelsberger, M., et al. (2008), MNRAS, 391.1685
  22. ↑ Houjun Mo, Frank Van den Bosch, S. White (2010), Formación de galaxias y evolución, Cambridge University Press
  23. ↑ Hoyle, F. (1949), Problems of Cosmical Aerodynamics, Oficina Central de Documentos Aéreos, Dayton.
  24. ↑ Efstathiou, G., Jones, BJT (1979), MNRAS, 186, 133
  25. ↑ Maccio, A.V., Dutton, A.A., van den Bosch, F.C., et al. (2007), MNRAS, 378, 55
  26. ↑ Gao, L., Blanco, SDM (2007), MNRAS, 377, L5
  27. ↑ Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, D.; Ansari, R.; Aubourg, É; Axelrod, T. S.; Bareyre, P.; Beaulieu, J.-Ph; Becker, AC EROS y MACHO Límites combinados de la materia oscura de masa planetaria en el halo galáctico  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1998. - 1 de enero ( vol. 499 , n. 1 ). — P.L9 . — ISSN 1538-4357 . -doi : 10.1086/ 311355 . - . — arXiv : astro-ph/9803082 .
  28. ↑ Lasserre, T.; Colaboración, EROS. No hay suficientes Machos de masa estelar en el halo galáctico  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2000. - 11 febrero ( vol. 355 ). -P.L39- L42 . - . -arXiv : astro - ph/0002253 .
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Literatura

Enlaces