Dichte des Halos aus dunkler Materie

tl;dr Die Antwort basiert auf Meinungen, aber die Wahl eines NFW-Profils wird wahrscheinlich niemanden beleidigen.

Pseudo-isothermes Profil

Es gibt viele mehr oder weniger physikalisch motivierte Funktionsformen für das Dichteprofil eines Halos aus Dunkler Materie. Die pseudo-isotherme Kugel ist ein weniger unphysikalisches Profil als das einfache, isotherme Profil (das im Zentrum unphysikalisch ist und eine divergierende integrierte Masse für hat$r\rightarrow\infty$). Es passt gut zu den Rotationskurven in der optischen Scheibe von Galaxien, aber nicht zur Lichtverteilung.

NFW-Profil

Das wohl beliebteste Profil ist das NFW-Profil (Navarro, Frenk & White 1996 ; 1997 ) – mit insgesamt ~13.000 Zitaten gehören diese beiden Arbeiten zu den am häufigsten zitierten Arbeiten in der Astrophysik überhaupt. Seine Popularität ist wahrscheinlich zum Teil auf seine Einfachheit zurückzuführen. Es ist nicht wirklich physikalisch motiviert, sondern es hat sich einfach herausgestellt, dass es gut zu numerischen Simulationen passt.

Einasto-Profil

Spätere N-Körper-Simulationen mit höherer Auflösung ( Navarro et al. 2004 ; Hayashi & White 2008 ; Gao et al. 2008 ; Springel et al. 2008 ) zeigten jedoch kleine, aber systematische Abweichungen vom NFW-Profil, die genauer modelliert werden mit einem Einasto (1965) Profil:

$$\rho(r)=\rho_{-2} \exp \left[\frac{-2}{\alpha}\left\{\left(\frac{r}{r_{-2}}\right)^{\alpha}-1\right\}\right],$$ Wo$r_{-2}$ist der Radius, bei dem die Neigung des Profils liegt$-2$,$\rho_{-2} = \rho(r_{-2})$, Und$\alpha$ist ein Anpassungsparameter mit Best-Fit-Werten, die typischerweise in dem Bereich liegen$[0.12,0.25]$, zunehmend mit Halo-Masse.

Da es aber auch hier nicht viel Physik gibt und diese Form komplizierter ist, scheint das NFW-Profil für die meisten Menschen das Profil der Wahl zu bleiben.

Andere Profile

Viele Profile können als Doppelpotenzgesetze geschrieben werden

$$\rho(r)=\rho_{0}\left(\frac{r}{r_{0}}\right)^{-\gamma}\left[1+\left(\frac{r}{r_{0}}\right)^{\alpha}\right]^{(\gamma-\beta) / \alpha},$$ wo die Parameter$\alpha$,$\beta$, Und$\gamma$kann verschiedene Werte annehmen (Tab. 5.1 aus Mo et al. 2010 ): $$\begin{array}{lll} \hline \hline (\alpha, \beta, \gamma) & \text{Name} & \text{Reference} \\ \hline(1,3,1) & \text{NFW profile} & \text{Navarro et al. (1997)} \\ (1,4, \gamma) & \text{Dehnen profile} & \text{Dehnen (1993)} \\ (1,4,1) & \text{Hernquist profile} & \text{Hernquist (1990)} \\ (1,4,2) & \text{Jaffe profile} & \text{Jaffe (1983)} \\ (2,2,0) & \text{Modified isothermal sphere} & \text{Sackett & Sparke (1990)} \\ (2,3,0) & \text{Modified Hubble profile} & \text{Binney & Tremaine (1987) }\\ (2,4,0) & \text{Perfect sphere} & \text{de Zeeuw (1985)} \\ (2,5,0) & \text{Plummer sphere} & \text{Plummer (1911)} \\ \hline \hline \end{array}$$ Bei kleinen und großen Radien$\rho$ist proportional zu$r-\gamma$Und$r-\beta$bzw. während$\alpha$gibt die Schärfe des Bruchs.

Manche Profile beschreiben besser die innere Struktur, manche sind weiter draußen besser, manche sind besser, wenn Sie Gas einbeziehen usw. Was Sie wählen, hängt von Ihrem speziellen Problem und Ihrer Stimmung ab.