halo de matéria escura -Dark matter halo

Halo de matéria escura simulado a partir de uma simulação cosmológica de N-corpos

De acordo com os modelos modernos de cosmologia física , um halo de matéria escura é uma unidade básica da estrutura cosmológica . É uma região hipotética que se separou da expansão cósmica e contém matéria gravitacionalmente ligada . Um único halo de matéria escura pode conter vários aglomerados virializados de matéria escura unidos pela gravidade, conhecidos como subhalos. Modelos cosmológicos modernos, como ΛCDM , propõem que halos e subhalos de matéria escura podem conter galáxias. O halo de matéria escura de uma galáxia envolve o disco galáctico e se estende muito além da borda da galáxia visível. Pensado para consistir emmatéria escura , os halos não foram observados diretamente. Sua existência é inferida através de observações de seus efeitos sobre os movimentos de estrelas e gás em galáxias e lentes gravitacionais . Os halos de matéria escura desempenham um papel fundamental nos modelos atuais de formação e evolução de galáxias . As teorias que tentam explicar a natureza dos halos de matéria escura com vários graus de sucesso incluem matéria escura fria (CDM) , matéria escura quente e objetos de halo compactos massivos (MACHOs).

Curva de rotação da galáxia para a Via Láctea. Eixo vertical é a velocidade de rotação em torno do centro galáctico. Eixo horizontal é a distância do centro galáctico. O sol é marcado com uma bola amarela. A curva de velocidade de rotação observada é azul. A curva prevista com base na massa estelar e gás na Via Láctea é vermelha. Dispersão em observações aproximadamente indicadas por barras cinzentas. A diferença se deve à matéria escura ou talvez a uma modificação da lei da gravidade .

Curvas de rotação como evidência de um halo de matéria escura

A presença de matéria escura (DM) no halo é inferida a partir de seu efeito gravitacional na curva de rotação de uma galáxia espiral . Sem grandes quantidades de massa em todo o halo (aproximadamente esférico), a velocidade rotacional da galáxia diminuiria a grandes distâncias do centro galáctico, assim como as velocidades orbitais dos planetas externos diminuem com a distância do Sol. No entanto, observações de galáxias espirais, particularmente observações de rádio de emissão de linha de hidrogênio atômico neutro (conhecido, em linguagem astronômica, como linha de hidrogênio de 21 cm , H um e linha HI), mostram que a curva de rotação da maioria das galáxias espirais se achata, significando que as velocidades de rotação não diminuem com a distância do centro galáctico. A ausência de qualquer matéria visível para explicar essas observações implica que a matéria não observada (escura), proposta pela primeira vez por Ken Freeman em 1970, existe, ou que a teoria do movimento sob a gravidade ( relatividade geral ) está incompleta. Freeman notou que o declínio esperado na velocidade não estava presente no NGC 300 nem no M33, e considerou uma massa não detectada para explicá-lo. A Hipótese DM tem sido reforçada por vários estudos.

Formação e estrutura de halos de matéria escura

Acredita-se que a formação de halos de matéria escura tenha desempenhado um papel importante na formação inicial das galáxias. Durante a formação galáctica inicial, a temperatura da matéria bariônica ainda deveria ter sido muito alta para formar objetos gravitacionalmente auto-ligados, exigindo assim a formação prévia da estrutura da matéria escura para adicionar interações gravitacionais adicionais. A hipótese atual para isso é baseada na matéria escura fria (MDL) e sua formação em estrutura no início do universo.

A hipótese para a formação da estrutura do MDL começa com perturbações de densidade no Universo que crescem linearmente até atingir uma densidade crítica, após o que parariam de se expandir e entrariam em colapso para formar halos de matéria escura gravitacionalmente ligados. Esses halos continuariam a crescer em massa (e tamanho), seja pelo acréscimo de material de sua vizinhança imediata ou pela fusão com outros halos . Simulações numéricas da formação da estrutura do CDM foram encontradas para proceder da seguinte forma: Um pequeno volume com pequenas perturbações inicialmente se expande com a expansão do Universo. À medida que o tempo avança, as perturbações de pequena escala crescem e colapsam para formar pequenos halos. Em um estágio posterior, esses pequenos halos se fundem para formar um único halo de matéria escura virializado com uma forma elipsoidal, que revela alguma subestrutura na forma de sub-halos de matéria escura.

O uso do CDM supera os problemas associados à matéria bariônica normal porque remove a maioria das pressões térmicas e radiativas que impediam o colapso da matéria bariônica. O fato de a matéria escura ser fria em comparação com a matéria bariônica permite que o DM forme esses aglomerados iniciais gravitacionalmente ligados. Uma vez que esses subhalos se formaram, sua interação gravitacional com a matéria bariônica é suficiente para superar a energia térmica e permitir que ela colapse nas primeiras estrelas e galáxias. Simulações desta formação galáctica inicial coincidem com a estrutura observada por levantamentos galácticos, bem como a observação do Fundo de Microondas Cósmica.

Perfis de densidade

Um modelo comumente usado para halos de matéria escura galáctica é o halo pseudo-isotérmico:

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

onde denota a densidade central finita e o raio do núcleo. Isso fornece um bom ajuste para a maioria dos dados da curva de rotação. No entanto, não pode ser uma descrição completa, pois a massa fechada não converge para um valor finito, pois o raio tende ao infinito. O modelo isotérmico é, na melhor das hipóteses, uma aproximação. Muitos efeitos podem causar desvios do perfil previsto por este modelo simples. Por exemplo, (i) o colapso pode nunca atingir um estado de equilíbrio na região externa de um halo de matéria escura, (ii) o movimento não radial pode ser importante e (iii) as fusões associadas à formação (hierárquica) de um halo podem tornar o modelo de colapso esférico inválido. $\rho _{o}$ $r_{c}$

Simulações numéricas de formação de estrutura em um universo em expansão levam ao perfil empírico NFW (Navarro-Frenk-White) :

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

onde é um raio de escala, é uma densidade característica (adimensional) e = é a densidade crítica para o fechamento. O perfil NFW é chamado de 'universal' porque funciona para uma grande variedade de massas de halo, abrangendo quatro ordens de magnitude, desde galáxias individuais até halos de aglomerados de galáxias. Este perfil tem um potencial gravitacional finito, embora a massa integrada ainda divirja logaritmicamente. Tornou-se convencional referir-se à massa de um halo em um ponto fiducial que encerra uma superdensidade 200 vezes maior que a densidade crítica do universo, embora matematicamente o perfil se estenda além desse ponto de notação. Posteriormente foi deduzido que o perfil de densidade depende do ambiente, sendo o NFW apropriado apenas para halos isolados. Os halos NFW geralmente fornecem uma descrição pior dos dados da galáxia do que o perfil pseudo-isotérmico, levando ao problema do halo cúspide . $r_{s}$ $\delta _{c}$ $\rho _{crit}$ $3H^{2}/8\pi G$

Simulações de computador de alta resolução são melhor descritas pelo perfil Einasto :

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

onde r é o raio espacial (isto é, não projetado). O termo é uma função de n tal que é a densidade no raio que define um volume contendo metade da massa total. Embora a adição de um terceiro parâmetro forneça uma descrição ligeiramente melhorada dos resultados das simulações numéricas, não é observacionalmente distinguível do halo NFW de 2 parâmetros e não faz nada para aliviar o problema do halo cúspide . $d_{n}$ $\rho _{e}$ $r_{e}$

Forma

O colapso das superdensidades no campo de densidade cósmica é geralmente asférico. Portanto, não há razão para esperar que os halos resultantes sejam esféricos. Mesmo as primeiras simulações de formação de estrutura em um universo MDL enfatizaram que os halos são substancialmente achatados. Trabalhos posteriores mostraram que superfícies de equidensidade de halo podem ser descritas por elipsóides caracterizados pelos comprimentos de seus eixos.

Por causa das incertezas nos dados e nas previsões do modelo, ainda não está claro se as formas do halo inferidas das observações são consistentes com as previsões da cosmologia ΛCDM .

Subestrutura de halo

Até o final da década de 1990, simulações numéricas de formação de halos revelaram pouca subestrutura. Com o aumento do poder computacional e melhores algoritmos, tornou-se possível utilizar um maior número de partículas e obter melhor resolução. Quantidades substanciais de subestrutura são agora esperadas. Quando um pequeno halo se funde com um halo significativamente maior, ele se torna um subhalo orbitando dentro do poço potencial de seu hospedeiro. À medida que orbita, está sujeito a fortes forças de maré do hospedeiro, que fazem com que perca massa. Além disso, a própria órbita evolui à medida que o subhalo é submetido a atrito dinâmico que faz com que ele perca energia e momento angular para as partículas de matéria escura de seu hospedeiro. A sobrevivência de um subhalo como uma entidade autolimitada depende de sua massa, perfil de densidade e órbita.

Momento angular

Como originalmente apontado por Hoyle e demonstrado pela primeira vez usando simulações numéricas por Efstathiou & Jones, o colapso assimétrico em um universo em expansão produz objetos com momento angular significativo.

Simulações numéricas mostraram que a distribuição de parâmetros de spin para halos formados por agrupamento hierárquico menos dissipação é bem ajustada por uma distribuição log-normal , cuja mediana e largura dependem apenas fracamente da massa do halo, redshift e cosmologia:

\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 }}

com e . Em todas as massas de halo, há uma tendência marcada de halos com spin mais alto estarem em regiões mais densas e, portanto, serem mais fortemente agrupados. ${\bar {\lambda }}\approx 0,035$ $\sigma _{ln\lambda }\approx 0,5$

Halo de matéria escura da Via Láctea

Acredita-se que o disco visível da Via Láctea esteja embutido em um halo de matéria escura muito maior e aproximadamente esférico. A densidade da matéria escura diminui com a distância do centro galáctico. Acredita-se agora que cerca de 95% da galáxia é composta de matéria escura , um tipo de matéria que não parece interagir com o resto da matéria e energia da galáxia, exceto através da gravidade . A matéria luminosa constitui aproximadamente9 × 10 ¹⁰ massas solares . O halo de matéria escura provavelmente incluirá cerca de6 × 10 ¹¹ a3 × 10 ¹² massas solares de matéria escura.

Densidade da matéria escura na distância dos sóis do núcleo galáctico

Uma análise de 2014 Jeans de movimentos estelares calculou a densidade da matéria escura (à distância do sol do centro galáctico) = 0,0088 (+0,0024 -0,0018) massas solares/parsec^3.

Veja também

Formação e evolução de galáxias – De um início homogêneo, a formação das primeiras galáxias, a forma como as galáxias mudam ao longo do tempo
Sistema de coordenadas galácticas – Sistema de coordenadas celestes em coordenadas esféricas, com o Sol como centro
Disco galáctico - Componente de galáxias de disco compreendendo gás e estrelas
Protuberância (astronomia)
Halo galáctico - componente esférico de uma galáxia que se estende além do componente principal visível
Braço espiral – Regiões de estrelas que se estendem do centro de galáxias espirais e espirais barradas
Matéria escura – forma hipotética da matéria
Galáxia escura - Uma galáxia hipotética com nenhuma ou muito poucas estrelas
Formalismo de Press–Schechter – Um modelo matemático usado para prever o número de halos de matéria escura de uma certa massa.

Referências

Leitura adicional

Bertone, Gianfranco (2010). Partícula Matéria Escura: Observações, Modelos e Pesquisas . Partícula Matéria Escura: Observações . Cambridge University Press. pág. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.....B . ISBN 978-0-521-76368-4.
Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14 de setembro de 2018). "A conexão entre galáxias e seus halos de matéria escura". Revisão Anual de Astronomia e Astrofísica . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .

Languages

In other projects