Este artículo reciente de Weinberg et al. discute que un problema potencial con nuestro modelo actual de materia oscura fría (CDM) es que predice un mayor número de galaxias satélite para la Vía Láctea de lo que realmente se observa, y galaxias satélite con masas más grandes que las que tiene la Vía Láctea (aunque el papel dice que muchas de las galaxias satélite de la Vía Láctea pueden ser demasiado tenues para que las observemos actualmente).
Sé que se cree que al menos se han observado galaxias de materia oscura (ver este artículo ). ¿Existe alguna evidencia observacional o de otro tipo de la existencia de galaxias satélite de materia oscura en la Vía Láctea? ¿Y cómo se han encontrado?
Editar: como se ha señalado, esta es una pregunta para la que probablemente aún no tengamos la respuesta (de lo contrario, no habría documentos recientes que planteen la pregunta), por lo que tal vez una mejor pregunta sería ¿cómo podría encontrar? galaxias satélite de materia oscura de la Vía Láctea?
En realidad, este es un problema entre las simulaciones de formación de estructuras y las observaciones en un par de escalas de masa diferentes. Tanto las galaxias como los cúmulos de galaxias parecen tener casi un orden de magnitud más de satélites de los que realmente se observan. El problema se conoce como el "problema del satélite perdido" o el problema de la galaxia enana .
La gente se ha estado haciendo la pregunta, ¿qué pasa si estas galaxias enanas simplemente no son lo suficientemente masivas como para atraer suficiente gas gravitacionalmente para que sean visibles? Se han realizado algunas ideas y trabajos interesantes para determinar si estas estructuras realmente existen ( Yoon, Johnston y Hogg - Clumpy Streams from Clumpy Halos: Detecting Missing Satellites with Cold Stellar Structures ). Además, Beth Willman ha realizado un trabajo interesante en la detección de las galaxias menos luminosas (galaxias enanas compañeras de la Vía Láctea). En otras palabras, es muy posible que haya pequeñas acumulaciones de estrellas, polvo y gas dentro de estas subestructuras que son tan débiles que no podemos encontrarlas a menos que las observemos de cerca.
También debo agregar que la gente también ha hecho todo lo posible en la otra dirección. Es decir, para ver cómo alterar las propiedades de la materia oscura para eliminar simulaciones de estructuras en esa escala particular (ver: Materia oscura que interactúa consigo misma ).
El modelo cosmológico LCDM es un modelo muy robusto y bien respaldado para nuestro universo en escalas de alrededor de ~1 Mpc y mayores. Existen algunas discrepancias, de las cuales el problema del satélite faltante es solo una de ellas.
Boylan-Kolchin et al. mencionar muchas de las mismas cosas que han sido comentarios a mi pregunta:
Los subhalos más densos producen una mayor luminosidad a partir de la aniquilación de la materia oscura.
(ver fig. 5 para sus resultados simulados),
Los subhalos oscuros podrían albergar al menos algunas de las galaxias ultradébiles descubiertas recientemente, todas las cuales tienen luminosidades inferiores a 10 luminosidades solares. Las restricciones cinemáticas favorecen masas y densidades para los ultradébiles que son indicativos de subhalos bastante masivos... aunque con grandes incertidumbres en la actualidad.
Por lo tanto, los grandes subhalos pueden ser "oscuros" solo porque albergan galaxias más pequeñas de lo que esperamos.
Este documento también sugiere un enfoque más orientado a la gravedad:
Un método de detección alternativo podría ser a través de la influencia de las mareas de los subhalos en el disco HI del MW.
Este artículo de Chakrabarti et al. analiza el uso de perturbaciones de marea observadas en una galaxia para determinar tanto la masa como la posición del cuerpo perturbador. Del resumen:
Describimos el trabajo en curso sobre un nuevo método que permite determinar aproximadamente la masa y la posición relativa (en radio galactocéntrico y azimut) de los compañeros galácticos puramente a partir del análisis de las perturbaciones observadas en los discos de gas... (las galaxias que observamos) abarcan el van desde tener un compañero de masa muy baja (una centésima parte de la masa de la galaxia primaria) hasta un compañero bastante masivo (un tercio de la masa de la galaxia primaria). Este enfoque tiene amplias implicaciones para muchas áreas de la astrofísica: para la detección indirecta de materia oscura (o galaxias enanas dominadas por materia oscura) . (énfasis añadido)
La relación de masas de la Vía Láctea a su satélite más grande (la Gran Nube de Magallanes) es de aproximadamente 100; al siguiente satélite más grande (Pequeña Nube de Magallanes), alrededor de 200. Por lo tanto, una galaxia satélite de materia oscura más grande que estos (como predijeron las simulaciones de Boylan-Kolchin et al.) debería estar dentro del límite de detección del proceso utilizado en el Chakrabarti et al. papel (pudieron detectar con precisión un satélite con una proporción primaria de galaxias/satélites de 100). Con los estudios del cielo a gran escala que se realizan mientras hablamos, como SDSS, es posible encontrar estas perturbaciones de marea dentro de nuestra propia galaxia y, si una perturbación no está asociada con ningún satélite conocido, entonces deberíamos poder determinar la ubicación y masa del objeto invisible, que probablemente sería una galaxia satélite de materia oscura.
Creo que es lo más cercano a una respuesta que podemos obtener en este momento, a menos que se esté realizando alguna investigación adicional que no haya mencionado. Ninguna de estas técnicas ha producido hasta ahora resultados definitivos (o probablemente ni siquiera se han utilizado para este propósito) sobre si la Vía Láctea tiene una galaxia compañera de materia oscura. Tendremos que esperar y ver.
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