Aureola di materia oscura -Dark matter halo

Alone di materia oscura simulato da una simulazione cosmologica di N-corpi

Secondo i moderni modelli di cosmologia fisica , un alone di materia oscura è un'unità di base della struttura cosmologica . È una regione ipotetica che si è disaccoppiata dall'espansione cosmica e contiene materia legata gravitazionalmente . Un singolo alone di materia oscura può contenere più ammassi virializzati di materia oscura legati insieme dalla gravità, noti come subalone. I moderni modelli cosmologici, come ΛCDM , propongono che aloni e subalone di materia oscura possano contenere galassie. L'alone di materia oscura di una galassia avvolge il disco galattico e si estende ben oltre il bordo della galassia visibile. Pensato per consisteremateria oscura , gli aloni non sono stati osservati direttamente. La loro esistenza è dedotta dall'osservazione dei loro effetti sui movimenti delle stelle e dei gas nelle galassie e dalle lenti gravitazionali . Gli aloni di materia oscura svolgono un ruolo chiave negli attuali modelli di formazione ed evoluzione delle galassie . Le teorie che tentano di spiegare la natura degli aloni di materia oscura con vari gradi di successo includono la materia oscura fredda (CDM) , la materia oscura calda e gli oggetti di alone compatto massivo (MACHO).

Curva di rotazione della galassia per la Via Lattea. L'asse verticale è la velocità di rotazione attorno al centro galattico. L'asse orizzontale è la distanza dal centro galattico. Il sole è contrassegnato da una pallina gialla. La curva osservata della velocità di rotazione è blu. La curva prevista in base alla massa stellare e al gas nella Via Lattea è rossa. Scatter nelle osservazioni approssimativamente indicate da barre grigie. La differenza è dovuta alla materia oscura o forse a una modifica della legge di gravità .

Curve di rotazione come prova di un alone di materia oscura

La presenza di materia oscura (DM) nell'alone è dedotta dal suo effetto gravitazionale sulla curva di rotazione di una galassia a spirale . Senza grandi quantità di massa in tutto l'alone (più o meno sferico), la velocità di rotazione della galassia diminuirebbe a grandi distanze dal centro galattico, proprio come le velocità orbitali dei pianeti esterni diminuiscono con la distanza dal Sole. Tuttavia, le osservazioni delle galassie a spirale, in particolare le osservazioni radio dell'emissione lineare dell'idrogeno atomico neutro (noto, in gergo astronomico, come linea dell'idrogeno di 21 cm , linea H uno e linea HI), mostrano che la curva di rotazione della maggior parte delle galassie a spirale si appiattisce, il che significa che le velocità di rotazione non diminuiscono con la distanza dal centro galattico. L'assenza di qualsiasi materia visibile per spiegare queste osservazioni implica o che la materia (oscura) non osservata, proposta per la prima volta da Ken Freeman nel 1970, esiste, o che la teoria del moto per gravità ( relatività generale ) è incompleta. Freeman ha notato che il previsto calo di velocità non era presente in NGC 300 né M33 e ha considerato una massa non rilevata per spiegarlo. L'ipotesi del DM è stata rafforzata da diversi studi.

Formazione e struttura degli aloni di materia oscura

Si ritiene che la formazione di aloni di materia oscura abbia svolto un ruolo importante nella prima formazione delle galassie. Durante la formazione galattica iniziale, la temperatura della materia barionica avrebbe dovuto essere ancora troppo alta per poter formare oggetti autolegati gravitazionalmente, richiedendo così la preventiva formazione della struttura della materia oscura per aggiungere ulteriori interazioni gravitazionali. L'attuale ipotesi si basa sulla materia oscura fredda (CDM) e sulla sua formazione nella struttura all'inizio dell'universo.

L'ipotesi per la formazione della struttura CDM inizia con perturbazioni di densità nell'Universo che crescono linearmente fino a raggiungere una densità critica, dopodiché smetterebbero di espandersi e collasserebbero per formare aloni di materia oscura legati gravitazionalmente. Questi aloni continuerebbero a crescere in massa (e dimensioni), sia attraverso l'accrescimento di materiale dalle loro immediate vicinanze, sia fondendosi con altri aloni . Si è scoperto che le simulazioni numeriche della formazione della struttura del CDM procedono come segue: un piccolo volume con piccole perturbazioni inizialmente si espande con l'espansione dell'Universo. Col passare del tempo, le perturbazioni su piccola scala crescono e collassano per formare piccoli aloni. In una fase successiva, questi piccoli aloni si fondono per formare un unico alone di materia oscura virializzato con una forma ellissoidale, che rivela alcune sottostrutture sotto forma di sotto-alone di materia oscura.

L'uso del CDM supera i problemi associati alla normale materia barionica perché rimuove la maggior parte delle pressioni termiche e radiative che impedivano il collasso della materia barionica. Il fatto che la materia oscura sia fredda rispetto alla materia barionica consente al DM di formare questi grumi iniziali legati gravitazionalmente. Una volta formati questi subalone, la loro interazione gravitazionale con la materia barionica è sufficiente per superare l'energia termica e permetterle di collassare nelle prime stelle e galassie. Le simulazioni di questa prima formazione di galassie corrispondono alla struttura osservata dalle indagini galattiche e all'osservazione del Fondo cosmico a microonde.

Profili di densità

Un modello comunemente usato per gli aloni di materia oscura galattica è l'alone pseudo-isotermico:

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

dove denota la densità centrale finita e il raggio centrale. Ciò fornisce un buon adattamento alla maggior parte dei dati della curva di rotazione. Tuttavia, non può essere una descrizione completa, poiché la massa racchiusa non riesce a convergere a un valore finito poiché il raggio tende all'infinito. Il modello isotermico è, nella migliore delle ipotesi, un'approssimazione. Molti effetti possono causare deviazioni dal profilo previsto da questo semplice modello. Ad esempio, (i) il collasso potrebbe non raggiungere mai uno stato di equilibrio nella regione esterna di un alone di materia oscura, (ii) il movimento non radiale può essere importante e (iii) le fusioni associate alla formazione (gerarchica) di un alone possono rendere non valido il modello di collasso sferico. $\rho _{o}$ $r_{c}$

Le simulazioni numeriche della formazione della struttura in un universo in espansione portano al profilo empirico NFW (Navarro-Frenk-White) :

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

dove è un raggio di scala, è una densità caratteristica (adimensionale) e = è la densità critica per la chiusura. Il profilo NFW è chiamato "universale" perché funziona per una grande varietà di masse di aloni, che coprono quattro ordini di grandezza, dalle singole galassie agli aloni degli ammassi di galassie. Questo profilo ha un potenziale gravitazionale finito anche se la massa integrata diverge ancora logaritmicamente. È diventato convenzionale riferirsi alla massa di un alone in un punto fiduciale che racchiude una sovradensità 200 volte maggiore della densità critica dell'universo, sebbene matematicamente il profilo si estenda oltre questo punto di notazione. Successivamente è stato dedotto che il profilo di densità dipende dall'ambiente, con il NFW appropriato solo per aloni isolati. Gli aloni NFW generalmente forniscono una descrizione peggiore dei dati della galassia rispetto al profilo pseudo-isotermico, portando al problema dell'alone cuspy . $r_{s}$ $\delta _{c}$ $\rho _{crit}$ $3H^{2}/8\pi G$

Le simulazioni al computer ad alta risoluzione sono meglio descritte dal profilo Einasto :

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

dove r è il raggio spaziale (cioè non proiettato). Il termine è una funzione di n tale che è la densità al raggio che definisce un volume contenente metà della massa totale. Sebbene l'aggiunta di un terzo parametro fornisca una descrizione leggermente migliorata dei risultati delle simulazioni numeriche, non è distinguibile osservativamente dall'alone NFW a 2 parametri e non fa nulla per alleviare il problema dell'alone cuspy . $d_{n}$ $\rho _{e}$ $r_{e}$

Forma

Il collasso delle sovradensità nel campo di densità cosmica è generalmente asferico. Quindi, non c'è motivo di aspettarsi che gli aloni risultanti siano sferici. Anche le prime simulazioni di formazione di strutture in un universo CDM hanno sottolineato che gli aloni sono sostanzialmente appiattiti. Il lavoro successivo ha dimostrato che le superfici di equidensità dell'alone possono essere descritte da ellissoidi caratterizzati dalle lunghezze dei loro assi.

A causa delle incertezze sia nei dati che nelle previsioni del modello, non è ancora chiaro se le forme dell'alone dedotte dalle osservazioni siano coerenti con le previsioni della cosmologia ΛCDM .

Sottostruttura Halo

Fino alla fine degli anni '90, le simulazioni numeriche della formazione di aloni hanno rivelato poche sottostrutture. Con l'aumento della potenza di calcolo e algoritmi migliori, è diventato possibile utilizzare un numero maggiore di particelle e ottenere una risoluzione migliore. Sono ora previste notevoli quantità di sottostruttura. Quando un piccolo alone si fonde con un alone significativamente più grande, diventa un subalone che orbita all'interno del potenziale pozzo del suo ospite. Mentre orbita, è soggetto a forti forze di marea dell'ospite, che gli fanno perdere massa. Inoltre l'orbita stessa si evolve quando il subalone è soggetto a un attrito dinamico che gli fa perdere energia e momento angolare alle particelle di materia oscura del suo ospite. Il fatto che un subalone sopravviva come entità auto-legata dipende dalla sua massa, dal profilo di densità e dalla sua orbita.

Momento angolare

Come originariamente sottolineato da Hoyle e dimostrato per la prima volta utilizzando simulazioni numeriche da Efstathiou & Jones, il collasso asimmetrico in un universo in espansione produce oggetti con un momento angolare significativo.

Simulazioni numeriche hanno mostrato che la distribuzione dei parametri di spin per gli aloni formati dal clustering gerarchico senza dissipazione è ben adattata da una distribuzione log-normale , la cui mediana e larghezza dipendono solo debolmente dalla massa dell'alone, dal redshift e dalla 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 }}

con e . A tutte le masse dell'alone, c'è una marcata tendenza per gli aloni con uno spin maggiore a trovarsi in regioni più dense e quindi ad essere più fortemente raggruppati. ${\ displaystyle {\ bar {\ lambda}} \ circa 0,035}$ ${\ displaystyle \ sigma _ {ln \ lambda} \ circa 0,5}$

Alone di materia oscura della Via Lattea

Si pensa che il disco visibile della Via Lattea sia incorporato in un alone di materia oscura molto più grande e approssimativamente sferico. La densità della materia oscura diminuisce con la distanza dal centro galattico. Si ritiene ora che circa il 95% della galassia sia composto da materia oscura , un tipo di materia che non sembra interagire con il resto della materia e dell'energia della galassia in alcun modo se non attraverso la gravità . La materia luminosa compone approssimativamente9 × 10 ¹⁰ masse solari . È probabile che l'alone di materia oscura includa tutto intorno6 × 10 ¹¹ a3 × 10 ¹² masse solari di materia oscura.

Densità della materia oscura alla distanza dei soli dal nucleo galattico

Un'analisi Jeans del 2014 dei moti stellari ha calcolato la densità della materia oscura (alla distanza del sole dal centro galattico) = 0,0088 (+0,0024 −0,0018) masse solari/parsec^3.

Guarda anche

Formazione ed evoluzione delle galassie – Da un inizio omogeneo, la formazione delle prime galassie, il modo in cui le galassie cambiano nel tempo
Sistema di coordinate galattiche - Sistema di coordinate celesti in coordinate sferiche, con il Sole come centro
Disco galattico - Componente di galassie a disco comprendenti gas e stelle
Rigonfiamento (astronomia)
Alone galattico – Componente sferico di una galassia che si estende oltre la componente principale visibile
Braccio a spirale – Regioni di stelle che si estendono dal centro delle galassie a spirale e a spirale barrata
Materia oscura – Forma ipotetica della materia
Galassia oscura - Una galassia ipotizzata con nessuna o pochissime stelle
Formalismo Press-Schechter - Un modello matematico utilizzato per prevedere il numero di aloni di materia oscura di una certa massa.

Riferimenti

Ulteriori letture

Bertone, Gianfranco (2010). Materia Oscura Particellare: Osservazioni, Modelli e Ricerche . Particella di materia oscura: osservazioni . Cambridge University Press. p. 762. Bibcode : 2010pdmo.book.....B . ISBN 978-0-521-76368-4.
Wechsler, Risa H.; Tinker, Jeremy L. (14 settembre 2018). "La connessione tra le galassie e i loro aloni di materia oscura". Rassegna annuale di astronomia e astrofisica . 56 (1): 435–487. arXiv : 1804.03097 . Bibcode : 2018ARA&A..56..435W . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051756 . S2CID 119072496 .

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