Origin and modelling of cold dark matter halo properties
- Autores: Sinue Serra
- Directores de la Tesis: Eduard Salvador Solé (dir. tes.)
- Lectura: En la Universitat de Barcelona ( España ) en 2011
- Idioma: inglés
- Tribunal Calificador de la Tesis: Andrej Doroshkevich (presid.), Alberto Manrique Oliva (secret.), Gary Mamon (voc.)
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- Tesis en acceso abierto en: TESEO
- Resumen
En el paradigma cosmológico actual, todas las grandes estructuras cósmicas evolu- cionan por agrupación jerárquica. Las pequeñas fluctuaciones de densidad presentes en el campo aleatorio gaussiano primordial colapsan por inestabilidad gravitacional y evolucionan en las estructuras que pueblan el Universo. Las perturbaciones en la componente de materia oscura fría no colisional, dinámicamente dominante en el Universo, son las primeras en colapsar y formar sistemas virializados autogravi- tantes que, fusionándose entre sí van aumentando lentamente su masa hasta poder atrapar gas y dar lugar a las galaxias. Por esta razón los halos de materia oscura se consideran las piezas fundamentales (building blocks) del Universo.
El gas que es atrapado por los halos después de la recombinación se enfría y se contrae en el centro de los halos, dando lugar a un disco de gas frío a partir del cual se forman las estrellas de las galaxias visibles. Con el tiempo, nuevas fusiones entre halos llevan a la formación de sistemas galácticos múltiples que interaccionan con el halo y entre sí, dando lugar a la evolución de las galaxias. Por lo tanto, es la estructura interna de los halos de materia oscura la que determina en gran medida la propia estructura y evolución de las galaxias.
Las observaciones cosmológicas han demostrado ser una herramienta de valor in- calculable en la determinación de los parámetros cosmológicos. Sin embargo, están afectadas por una gran incertidumbre en lo que se refiere a la estructura interna y cinemática de los halos de materia oscura. Éste no es el caso para las simula- ciones numéricas de alta resolución de N cuerpos, que proporcionan información cada vez más fiable y detallada sobre estas propiedades. Uno de los resultados más importantes alcanzados a partir de este procedimiento es que los perfiles de densi- dad esféricamente promediados de los halos virializados de materia oscura muestran una forma universal conocida como el perfil NFW (Navarro et al. 1997), que se desvía ligeramente de una ley de potencia en contra de lo se creía hasta ese momen- to. También se ha podido comprobar que los halos de materia oscura comparten asimismo propiedades cinemáticas universales, a saber, el perfil de dispersión de ve- locidad (Taylor and Navarro 2001), el de anisotropía del tensor local de velocidades (Hansen and Moore 2006) y el del momento angular específico (Bullock et al. 2001a).
Con todo, el origen y universalidad de todas estas propiedades sigue sin com- prenderse.
La modelización teórica de los sistemas autogravitantes no colisionales viriali- zados no ha seguido el ritmo de los avances en las simúlaciones numéricas. Todos los modelos analíticos de halos de materia oscura desarrollados hasta la fecha se han centrado en intentar determinar la estructura de objetos formados por colapso monolítico, concretamente en el marco más simple del colapso esférico, a menudo junto a otras simplificaciones como la autosimilitud del colapso, partiendo de pro- toobjectos con perfiles de densidad decrecientes con el radio y cinemática dominada por el flujo de Hubble (Gunn and Gott 1972). Éste marco teórico, conocido por Caída Secundaria (Secondary Infall, SI), es no obstante difícil de justificar dado que los halos virializados se forman, como hemos dicho, jerárquicamente, a partir de continuas fusiones entre ellos. La dificultad de tratar la formación monolítica o mul- tinodal de sistemas autogravitantes no colisionales se debe a que, como ya apuntó Hénon (1964), la manera que tienen dichos sistemas de perder energía y virializarse es a través del intercambio de energía producido en el cruce desordenado de sus capas. Este proceso no puede seguirse analíticamente debido a que las trayectorias de las partículas en el espacio de fases se vuelven rápidamente caóticas, en lo que se llama la relajación violenta del sistema (Lynden-Bell 1967). Dado este proble- ma fundamental, no es de extrañar que ni siquiera en el marco de los modelos de Caída Secundaria exista hasta la fecha ningún modelo físico completamente con- sistente y, por descontado, capaz de explicar de forma satisfactoria las propiedades estructurales y cinemáticas de los halos encontradas en las simulaciones numéricas.
Las fusiones entre halos pueden clasificarse en menores y mayores. Las primeras, mucho más numerosas que las segundas, contribuyen al llamado acrecimiento de materia sobre los halos durante el cual esos objetos no altera básicamente su estruc- tura. En las fusiones mayores, por el contrario, los halos reorganizan por completo su estructura. Otro hecho sorprendente puesto en evidencia por las simulaciones es que las propiedades de los halos formados por acrecimiento puro o habiendo expe- rimentado fusiones mayores son muy parecidas. La razón de este parecido también está por comprender.
El objetivo de esta Tesis Doctoral es desarrollar un modelo analítico detallado que reproduzca satisfactoriamente tanto la estructura interna, global y a pequeña escala, como las propiedades cinemáticas de los halos de materia oscura y que permita determinar su origen. Este modelo surge como prolongación del trabajo previo llevado a cabo por Salvador-Solé et al. (1998; 2007) y Manrique et al. (2003) sobre la estructura global de los halos de materia oscura que es, gracias al presente estudio, totalmente justificado y extendido a la estructura a pequeña escala, la cinemática y la forma triaxial de los mismos. Por otro lado, este nuevo modelo permite identificar claramente las semillas de los halos a partis de cuyas propiedades surgen de forma natural las de los halos de materia oscura fría.
Efectivamente, demostramos que el perfil NFW es la consecuencia natural de que los halos evoluciones a partir de picos (máximos secundarios) en el campo aleatorio gaussiano de densidad primordial y del campo de velocidades asociado dominado por el flujo de Hubble, tal como ya había propuesto Doroshkevich (1970) sin que pudiera demostrarse hasta ahora y más bien se dudara de ello. De esta manera queda justificado el formalismo de picos y, en particular, su tratamiento riguroso en el formalismo de sistema confluyente de trayectorias de picos (Manrique and Salvador-Solé 1995; 1996, Manrique et al. 1998). Dicho formalismo puede utilizarse para derivar los perfiles de densidad de los halos del tipo NFW directamente a partir de las propiedades de la cosmología jerárquica subyacente, concretamente del espectro de potencia de las fluctuaciones primordiales. El modelo resultante de suponer que los halos evolucionan de picos por acrecimiento puro resulta ser una generalización de todos los modelos desarrollados hasta la fecha en el marco del modelo de Caída Secundaria. Es más, una implicación importante del modelo es que, en acrecimiento puro, existe una correspondencia biyectiva entre la configuraciones final e inicial del sistema. Esto permite a su vez demostrar que los halos formados a través de fusiones mayores son indistinguibles de los desarrollados por acrecimiento puro con lo que nuestro modelo resulta ser válido para cualquier halo virializado, independientemente de su historia particular de agregación de masa.
Mediante la utilización del formalismo de sistema confluyente de trayectorias de picos también conseguimos modelizar la estructura a pequeña escala (subestructura) de los halos. Reproducimos perfectamente la abundancia total y los perfiles de densidad numérica de subhalos de distintas masas observados en las simulaciones en función de la velocidad circular máxima o de la masa de los halos, antes y después de ser truncados por efectos de marea en el pozo de potencial del halo que los hospeda.
Uno de los resultados colaterales del modelaldo de la estructura global de los halos es que permite determina la energía perdida por las capas durante el proceso de virialización. Ello abre la posibilidad de realizar, por primera vez, un estudio exacto y detallado de la cinemática de sistemas virializados no colisionales. Esto nos ha permitido extender el modelo anterior a las propiedades cinemáticas de los halos.
Nuevamente reproducimos perfectamente los perfiles cinemáticos de los halos de materia oscura fría encontrados en las simulaciones. Concretamente, damos cuenta de los perfiles de dispersión de velocidad (y del llamado perfil de pseudo densidad de fases), de anisotropía de velocidades y del momento angular específico, los primeros teniendo en cuenta la caída no radial de materia y el último teniendo en cuenta los efectos de marea de las estructuras circundantes durante la fase expansiva del sistema previa a su colapso.
Todos estos resultados se han obtenido en el caso más simple teóricamente y fácil de tratar matemáticamente de objetos con simetría esférica. Sin embargo, los halos simulados de materia oscura muestran una elipticidad triaxial sustancial, con tendencia a la forma prolata. Por esta razón, en la última parte de la Tesis, revi- samos el modelo extendiéndolo al caso más realista de objetos con simetría triaxial.
Demostramos que todas las ecuaciones principales del modelo toman exactamente la misma forma que en el caso esférico con sólo reemplazar los perfiles radiales de las distintas cantidades por los correspondientes promedios esféricos. Por esta misma razón, todas las implicaciones del modelo esférico continúan siendo válidas en el caso triaxial. En particular, existe una correspondencia uno-a-uno entre la configuración final y la inicial de los sistemas triaxiales que hace que todos los resultados anterio- res se pueden aplicar a objetos con una historia de agrupación arbitraria incluyendo fusiones mayores. Finalmente, el modelo para objetos triaxiales permite relacionar, por primera vez, la elipticidad de los halos virializados con la de sus semillas, los picos primordiales de densidad.
Con este modelo se explica el origen de todas y cada una de las propiedades macroscópicas, tanto estructurales (globales y a pequeña escala) como cinemáticas, de los halos de materia oscura fría encontradas en las simulaciones cosmológicas.
Éstas son simplemente la consecuencia natural de que dichos objetos proceden de la evolución, a través de fusiones mayores y acrecimiento, de picos triaxiales en el campo aleatorio gaussiano primordial de perturbacions de densidad.
