densidad del halo de materia oscura

tl;dr La respuesta está basada en opiniones, pero elegir un perfil NFW probablemente no ofenderá a nadie.

Perfil pseudo-isotérmico

Hay muchas formas funcionales más o menos motivadas físicamente para el perfil de densidad de un halo de materia oscura. La esfera pseudo-isotérmica es un perfil menos afísico que el perfil isotérmico simple (que no es físico en el centro y tiene una masa integrada divergente para$r\rightarrow\infty$). Da un buen ajuste a las curvas de rotación en el disco óptico de las galaxias, pero no a la distribución de la luz.

perfil NFW

Podría decirse que el perfil más popular es el perfil NFW (Navarro, Frenk y White 1996 ; 1997 ), con un total de ~13 000 citas, estos dos artículos se encuentran entre los artículos más citados en astrofísica de la historia. Su popularidad probablemente se deba en parte a su simplicidad. En realidad, no está motivado físicamente, sino que simplemente resultó dar buenos ajustes a las simulaciones numéricas.

perfil de einasto

Sin embargo, simulaciones posteriores de cuerpos N con mayor resolución ( Navarro et al. 2004 ; Hayashi & White 2008 ; Gao et al. 2008 ; Springel et al. 2008 ) mostraron desviaciones pequeñas, pero sistemáticas, del perfil NFW que se modelan con mayor precisión. con un perfil de Einasto (1965) :

$$\rho(r)=\rho_{-2} \exp \left[\frac{-2}{\alpha}\left\{\left(\frac{r}{r_{-2}}\right)^{\alpha}-1\right\}\right],$$ dónde$r_{-2}$es el radio en el que la pendiente del perfil es$-2$,$\rho_{-2} = \rho(r_{-2})$, y$\alpha$es un parámetro de ajuste con valores de mejor ajuste que normalmente se encuentran en el rango$[0.12,0.25]$, aumentando con la masa del halo.

Sin embargo, dado que aquí tampoco hay mucha física, y esta forma es más complicada, el perfil NFW parece seguir siendo el perfil elegido por la mayoría de las personas.

Otros perfiles

Muchos perfiles se pueden escribir como leyes de doble potencia

$$\rho(r)=\rho_{0}\left(\frac{r}{r_{0}}\right)^{-\gamma}\left[1+\left(\frac{r}{r_{0}}\right)^{\alpha}\right]^{(\gamma-\beta) / \alpha},$$ donde los parametros$\alpha$,$\beta$, y$\gamma$puede tomar una variedad de valores (Tab. 5.1 de Mo et al. 2010 ): $$\begin{array}{lll} \hline \hline (\alpha, \beta, \gamma) & \text{Name} & \text{Reference} \\ \hline(1,3,1) & \text{NFW profile} & \text{Navarro et al. (1997)} \\ (1,4, \gamma) & \text{Dehnen profile} & \text{Dehnen (1993)} \\ (1,4,1) & \text{Hernquist profile} & \text{Hernquist (1990)} \\ (1,4,2) & \text{Jaffe profile} & \text{Jaffe (1983)} \\ (2,2,0) & \text{Modified isothermal sphere} & \text{Sackett & Sparke (1990)} \\ (2,3,0) & \text{Modified Hubble profile} & \text{Binney & Tremaine (1987) }\\ (2,4,0) & \text{Perfect sphere} & \text{de Zeeuw (1985)} \\ (2,5,0) & \text{Plummer sphere} & \text{Plummer (1911)} \\ \hline \hline \end{array}$$ En radios pequeños y grandes$\rho$es proporcional a$r-\gamma$y$r-\beta$, respectivamente, mientras que$\alpha$da la nitidez de la ruptura.

Algunos perfiles son mejores para describir la estructura interna, algunos son mejores más alejados, algunos son mejores cuando incluyes gas, etc. Lo que elijas depende de tu problema particular y de tu estado de ánimo.