¿Cómo varía la cantidad de materia oscura en las galaxias medidas?

tl; dr : En general, las galaxias más pequeñas tienen relativamente más materia oscura que las galaxias más grandes. Las galaxias atípicas a las que te refieres se analizan en el último párrafo.

Fracciones de masa en el Universo

La materia en el Universo está dominada por dos componentes; bariones (es decir, átomos en varias formas) y materia oscura (DM). Los bariones existen predominantemente en dos formas: gas (incluido el plasma) y estrellas (algunos gases se condensan para formar polvo, planetas, etc., pero eso es una parte menor).

La fracción de la energía total del Universo en forma de materia es$\Omega_\mathrm{M}\simeq0.31$(la mayor parte del resto es energía oscura). Los bariones y DM tienen fracciones$\Omega_\mathrm{b}=0.05$y$\Omega_\mathrm{DM}=0.26$, respectivamente (cifras de Planck Collaboration et al. 2016 ).

Por lo tanto, los bariones y DM comprenden fracciones$f_\mathrm{b} = \Omega_\mathrm{b} / \Omega_\mathrm{M} = 16$% y$f_\mathrm{DM} = \Omega_\mathrm{DM} / \Omega_\mathrm{M} = 84$% de la masa total, respectivamente.

Las galaxias tienen más materia oscura que el Universo promedio

Las galaxias se formaron cuando las sobredensidades de DM+gas se desacoplaron del flujo del Hubble y comenzaron a colapsar, y así "nacieron" con las fracciones "cósmicas". Sin embargo, observacionalmente se encuentra que la fracción bariónica en las galaxias es mucho más pequeña; por ejemplo, una galaxia "típica" del tamaño de la Vía Láctea tiene aproximadamente$f_\mathrm{b}$sólo la mitad del promedio cósmico, y la fracción DM es correspondientemente mayor, >$90$% (por ejemplo, Werk et al. 2014 ).

Dinámica de gases y materia oscura

La razón son los diferentes mecanismos que afectan la dinámica de las partículas. Mientras que el DM no tiene colisiones, las partículas de gas chocan y disipan su energía, lo que facilita su enfriamiento y contracción. Así, la parte de las galaxias que podemos observar es mucho más pequeña que la galaxia "total"; el típico "radio de media luz" es solo un pequeño porcentaje del halo de DM que lo abarca ( Kravtsov 2013 , Somerville et al. 2017 ). El radio de media luz es el radio dentro del cual se emite la mitad de la luz; cuando ves una imagen de una galaxia, por lo general se ve quizás 4 o 5 veces más grande que esto. Entonces, algo como esto:

Una fracción significativa de los bariones también reside en el halo. Este es el gas caliente de millones de Kelvin, y la alta temperatura y la baja densidad lo hacen difícil de detectar, ya que brilla solo en rayos X débiles.

La retroalimentación expulsa gas, pero la materia oscura permanece

Pero varios procesos físicos actúan para tratar de expulsar los bariones, pero no la DM, de las galaxias. Estos procesos se conocen como retroalimentación y se deben a que se "inyecta" energía en los bariones. Para galaxias masivas con masas de halo$M_\mathrm{h}\gtrsim10^{12}\,M_\odot$esta retroalimentación está dominada por su agujero negro central que acumula gas, lo que resulta en luminosidades extremas que se manifiestan como un cuásar o núcleo galáctico activo ( Silk & Rees 1998 ; Croton et al. 2006 ). Para galaxias más pequeñas con$M_\mathrm{h}\lesssim10^{12}\,M_\odot$, la retroalimentación se debe principalmente a los vientos estelares y las estrellas en explosión que depositan energía térmica y cinética en el gas circundante ( Dekel & Silk 1986 ; Hopkins et al. 2012 ). Incluso con masas más bajas, las galaxias son tan pequeñas que una fracción significativa de su gas puede expulsarse por completo durante las primeras épocas de formación estelar (por ejemplo, Bullock et al. 2000 ), lo que da como resultado galaxias que consisten prácticamente solo en DM y unas pocas estrellas.

Cuanto más pequeña es una galaxia, menor es su potencial gravitatorio y, por lo tanto, más fácil es que el gas escape de la galaxia.

Por lo tanto, en general, cuanto más pequeña es una galaxia, mayor es su cantidad de materia oscura .

Por el contrario, cuanto más grande es un halo, más convergen sus fracciones de masa hacia las fracciones cósmicas. Estos solo son alcanzados por halos de masas$M_\mathrm{h} \gtrsim 10^{15}\,M_\odot$, que ya no son galaxias individuales, sino grupos y cúmulos. Esto se ve en la siguiente figura (de un artículo de la semana pasada de Henden et al. 2018 ), que muestra la fracción de masa estelar ( izquierda ) y la fracción de masa de gas ( derecha ) en función de la masa del halo:

La fracción bariónica es$f_\mathrm{b} = f_\mathrm{stars}+f_\mathrm{gas}$, y la fracción DM, que es lo que estás pidiendo, viene dada por$f_\mathrm{DM} = 1 - f_\mathrm{stars} - f_\mathrm{gas}$. Se ve que la fracción estelar disminuye con la masa del halo, debido a la retroalimentación AGN discutida anteriormente, pero la fracción total de estrellas y gas aumenta.

Sin embargo, tenga en cuenta que, aunque el DM, al no tener colisiones, no es expulsado exactamente de la galaxia como los bariones, la atracción gravitacional entre los dos componentes aún afecta al DM y altera el perfil de densidad del halo ( Duffy et al. 2010 ).

Galaxias con más gas que materia oscura (?)

Por lo tanto, una galaxia sin bariones no es un gran misterio, siempre que sea pequeña. Aparentemente, incluso las galaxias más grandes son capaces de deshacerse de la mayoría de los bariones; van Dokkum et al. (2016) reportaron un halo de tamaño MW con 98% MS.

Una galaxia con bariones, pero sin DM es más espectacular, pero fue reportada recientemente por van Dokkum et al. (2018) (sí, el mismo tipo). En otra respuesta sobre DF2 , discuto varios procesos que podrían conducir a tal galaxia, incluida la mala interpretación de los datos.

El método básico que se utiliza para medir la materia oscura en una galaxia es observar la atracción gravitacional adicional que proviene de la materia que no es visible. El efecto sobre las órbitas de las estrellas en una galaxia (determinado mediante la observación de las curvas de rotación de las galaxias) y la curvatura de la luz por lentes gravitacionales son algunas de las técnicas utilizadas para medir la atracción gravitacional de una galaxia.