VIII Workshop Nova Física no Espaço
Campos do Jordão, 8-13 fev 2009
Estrutura dos halos de matéria escura no modelo ΛCDM
Angelo F. Neto (1,2), Liang Gao (2), Philip Bett (2), Shaun Cole (2), Julio F. Navarro (2,3),
Carlos S. Frenk (2), Simon D.M. White (4), Volker Springel (4), Adrian Jenkins (2)
(1) Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Porto Alegre RS, Brazil;
(2) Institute of Computational Cosmology, Department of Physics, University of
Durham, Durham, UK;
(3) Department of Physics and Astronomy, University of Victoria, Victoria, Canada;
(4) Max-Planck Institute for Astrophysics, Garching, Germany
POSTER 34
The statistics of LCDM halo concentrations
(2007MNRAS.381.1450N)
http://www.if.ufrgs.br/~fausti
A Simulação do Millennium
Modelo cosmológico ΛCDM
(WMAP 1 + 2dFGRS)
N = 10 bilhões de partículas - 10TB de
dados!
mp = 8.6 x 108 h-1Ms
eps = 5kpc/h
R = 500 Mpc/h
Redshift 127 < z < 0
0.01 < T (Gyr) < 13.6
Ajuste do perfil de densidade de NFW a uma populacao de halos relaxados
NFW é independente da massa do halo e do modelo cosmológico (Navarro, Frenk & White
1995,1996)
r-1
rs
r-2
rs
rΔ
r-3
(Satisfaz ~ o equilíbrio
virial)
Relação massa - concentração
População de halos relaxados a z=0
• A correlação entre os parâmetros c
e M do perfil de densidade de NFW
permite descrever a estrutura do
halo com um parametro apenas.
A simulação do Millennium
possibilitou medir a distribuicao de
probabilidade de c e verificar a a
relacao c(M) no regime >1014 Msol

Bullock et al 2001
O modelo de Bullock et al. 2001
falha ao reproduzir a relação c(M)
nesse regime

Teoria vs. Observação
Testando as previsões do modelo LCDM em escalas de aglomerados de galáxias
c(M) relation from observed clusters (Voigt & Fabian 2006)
Observações em raios-X
O perfil de massa é obtido a
partir da hipótese de equilibrio
hidrostático do gás
-
σ log10 c
Contraste de densidade
Δ=20000, apenas o perfil de
massa interno do halo é
determinado
-
-
O halo está suficentemente
relaxado?
-
Como escolher o centro do halo?