DM: materia oscura; OM: materia ordinaria
Sé que DM tiene una distribución que se concentra principalmente en el centro de las galaxias. Esto se dedujo principalmente teniendo en cuenta los efectos gravitatorios en el movimiento de las galaxias que no se debían a ninguna materia visible.
1) a: ¿Qué propiedad de DM que no está presente en OM hizo que se acumulara en el centro de las galaxias y causara esta distribución no homogénea de materia oscura y ordinaria?
b) ¿Es porque DM interactúa consigo mismo tan débilmente en comparación con OM que le permite agruparse mientras que la materia ordinaria comenzaría a repelerse a sí misma? (Esto implicaría que la densidad promedio de DM en sus grupos sería mucho más alta que la de OM en una galaxia porque, de lo contrario, incluso OM podría hacerlo).
2) Además, si interactúa tan débilmente con OM, ¿la materia ordinaria pasa libremente a través de los grumos? ¿Podemos estudiar las interacciones entre OM y DM a partir de objetos que han pasado por los cúmulos hace mucho tiempo y que ahora están mucho más cerca de nosotros?
Ambos colapsan en grupos, la diferencia entre los dos procesos radica en la incapacidad de DM para interactuar con la radiación. Para representar esto, imagine una capa esférica de materia oscura colapsando bajo la influencia gravitacional de una galaxia semilla en el centro y, por separado, una capa de materia bariónica. Este último interactúa con la luz y, en consecuencia, sentirá la presión de la radiación proveniente del centro de la galaxia, lo que detendrá el colapso. DM, por otro lado, no posee esta habilidad y sigue colapsando.
Debido a esto, las estructuras de DM colapsan primero en las primeras etapas de formación de galaxias. Después de que se forma un grupo de DM, su atracción gravitacional puede atraer bariones y formar la parte visible de la galaxia. Este argumento está en el centro del modelo actualmente aceptado de formación de galaxias ( Frenk et al. 1988 )
De hecho, la interacción juega un papel crucial durante la formación de galaxias. En cierto sentido, la naturaleza sin colisiones de DM ciertamente afecta la forma en que se ensamblan las galaxias. Pero tiene razón, la densidad central de los grupos de DM es mayor que la de los bariones. De hecho, existe un modelo famoso y exitoso para describir el perfil de densidad radial de los halos de DM ( NFW 1997 ) que predice
Inmediatamente puede ver que la densidad crece sin límites cuando . Esto trae otros temas a la mesa, pero a primera vista es un buen modelo. La densidad de bariones (OM), por otro lado, no sigue este comportamiento y, en general, se puede describir con algo como
De hecho, se puede probar la interacción entre DM y bariones. Aquí hay un ejemplo, porque la fracción de bariones es tan baja (en galaxias enanas) que puedes pensar en ellos como trazadores del potencial generado por DM. Por lo tanto, puede aplicar ingeniería inversa a las órbitas de las estrellas en estas galaxias para predecir el comportamiento de DM y los resultados son realmente interesantes ( Battaglia et al. 2008 ).
El problema es que el modelo anterior ha estado bajo el microscopio varias veces porque permite restringir la naturaleza de la materia oscura en sí (es decir, qué tan "débilmente" interactúan entre sí dos partículas de DM, también conocida como la sección transversal). Utilizando este tipo de experimentos podríamos, en principio, discernir si este modelo es correcto y en qué condiciones. El problema es que este sigue siendo un debate acalorado en la comunidad.
Otro ejemplo más proviene de las corrientes estelares. Puedes pensar que un grupo de materia oscura flotando puede empujar una de estas corrientes y dejar cicatrices notables en ellas. Al observar las corrientes con instrumentos de alta precisión, podríamos, por ejemplo, concluir sobre el número de grupos de DM en la Vía Láctea, su distribución, velocidad, todas estas, cantidades sumamente útiles a la hora de identificar la naturaleza de la DM ( Sanderson et al. 2016 )
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