Problema do halo concentrado

Problema do halo concentrado refere-se a uma discrepância entre os perfis de densidade de matéria escura observados de galáxias de baixa massa e os perfis de densidade previstos por simulações cosmológicas de corpo-N. Quase todas as simulações formam halos de matéria escura que possuem distribuições de matéria escura, com densidades que aumentam fortemente em pequenos raios, enquanto as curvas de rotação da maioria das galáxias anãs observadas sugerem que elas têm perfis de densidade de matéria escura central plana.^[1]^[2]

Foram propostas várias soluções possíveis para o problema. Muitos estudos recentes mostraram que a regeneração bariônica (particularmente a regeneração de supernovas e núcleos galácticos ativos) pode "achatar" o núcleo da matéria escura de uma galáxia, uma vez que as saídas de gás impulsionadas por regeneração produzem um potencial gravitacional variável no tempo que transfere energia para as órbitas das partículas de matéria escura sem colisão.^[3]^[4] Outros trabalhos mostraram que o problema pode ser resolvido fora do paradigma da matéria escura fria mais amplamente aceito: simulações com matéria escura quente ou auto-interativa também produzem núcleos de matéria escura em galáxias de baixa massa.^[5]^[6]

Ver também

Problema da galáxia anã

Referências

↑ Moore, Ben; et al. (agosto de 1994). «Evidence against dissipation-less dark matter from observations of galaxy haloes». Nature. 370 (6491): 629–631. Bibcode:1994Natur.370..629M. doi:10.1038/370629a0
↑ Oh, Se-Heon; et al. (maio de 2015). «High-resolution Mass Models of Dwarf Galaxies from LITTLE THINGS». The Astronomical Journal. 149 (6). 180 páginas. Bibcode:2015AJ....149..180O. arXiv:1502.01281. doi:10.1088/0004-6256/149/6/180
↑ Navarro, Julio; et al. (dezembro de 1996). «The cores of dwarf galaxy haloes». MNRAS. 283 (3): L72-L78. Bibcode:1996MNRAS.283L..72N. arXiv:astro-ph/9610187. doi:10.1093/mnras/283.3.72L
↑ Pontzen, Andrew; et al. (2012). «How supernova feedback turns dark matter cusps into cores». Nature. 421 (4): 3464–3471. Bibcode:2012MNRAS.421.3464P. arXiv:1106.0499. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20571.x
↑ Lovell, Mark; et al. (Março de 2012). «The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe». MNRAS. 420 (3): 2318–2324. Bibcode:2012MNRAS.420.2318L. arXiv:1104.2929. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20200.x
↑ Elbert, Oliver; et al. (Outubro de 2015). «Core formation in dwarf haloes with self-interacting dark matter: no fine-tuning necessary». MNRAS. 453 (1): 29–37. Bibcode:2015MNRAS.453...29E. arXiv:1412.1477. doi:10.1093/mnras/stv1470

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[1] Moore, Ben; et al. (agosto de 1994). «Evidence against dissipation-less dark matter from observations of galaxy haloes». Nature. 370 (6491): 629–631. Bibcode:1994Natur.370..629M. doi:10.1038/370629a0

[2] Oh, Se-Heon; et al. (maio de 2015). «High-resolution Mass Models of Dwarf Galaxies from LITTLE THINGS». The Astronomical Journal. 149 (6). 180 páginas. Bibcode:2015AJ....149..180O. arXiv:1502.01281. doi:10.1088/0004-6256/149/6/180

[3] Navarro, Julio; et al. (dezembro de 1996). «The cores of dwarf galaxy haloes». MNRAS. 283 (3): L72-L78. Bibcode:1996MNRAS.283L..72N. arXiv:astro-ph/9610187. doi:10.1093/mnras/283.3.72L

[4] Pontzen, Andrew; et al. (2012). «How supernova feedback turns dark matter cusps into cores». Nature. 421 (4): 3464–3471. Bibcode:2012MNRAS.421.3464P. arXiv:1106.0499. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20571.x

[5] Lovell, Mark; et al. (Março de 2012). «The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe». MNRAS. 420 (3): 2318–2324. Bibcode:2012MNRAS.420.2318L. arXiv:1104.2929. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20200.x

[6] Elbert, Oliver; et al. (Outubro de 2015). «Core formation in dwarf haloes with self-interacting dark matter: no fine-tuning necessary». MNRAS. 453 (1): 29–37. Bibcode:2015MNRAS.453...29E. arXiv:1412.1477. doi:10.1093/mnras/stv1470

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