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現代の物理宇宙論モデルでは、ダークマターハローは宇宙構造の基本単位です。これは、宇宙膨張から分離し、重力で束縛された 物質を含む仮説上の領域です。[ 1 ] 単一のダークマターハローには、サブハローとして知られる、重力で束縛された複数のビリアル化されたダークマターの塊が含まれている可能性があります。 [ 1 ] ΛCDM などの現代の宇宙論モデルでは、ダークマターハローとサブハローに銀河が含まれている可能性があると提案されています。[ 1 ] [ 2 ]銀河のダークマターハローは銀河円盤を包み込み、可視銀河の端をはるかに超えて広がっています。ダークマターで構成されていると考えられているハローは、直接観測されていません。その存在は、銀河内の星やガスの運動への影響や重力レンズの観測によって推測されています。[ 3 ]ダークマターハローは、銀河の形成と進化に関する現在のモデルにおいて重要な役割を果たしています。ダークマターハローの性質を説明しようとする理論には、さまざまな成功度合いで、冷たいダークマター (CDM)、暖かいダークマター、および巨大なコンパクトハローオブジェクト(MACHO) などがあります。[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]
ハローにダークマター（DM）が存在することは、渦巻銀河の回転曲線に対するその重力の影響から推測される。ほぼ球形のハロー全体に大量の質量がなければ、銀河の回転速度は、外惑星の軌道速度が太陽からの距離とともに減少するのと同様に、銀河の中心から遠く離れるにつれて減少する。しかし、渦巻銀河の観測、特に中性原子水素からの線放射（天文学用語では21cm水素線、H線、HI線として知られる）の電波観測は、ほとんどの渦巻銀河の回転曲線が平坦になることを示しており、これは回転速度が銀河の中心からの距離とともに減少しないことを意味する。[ 18 ]これらの観測を説明できる可視物質が存在しないことは、1970年にケン・フリーマンによって最初に提唱された未観測の（ダーク）マターが存在するか、重力下での運動の理論（一般相対性理論）が不完全であるかのいずれかを意味する。フリーマンは、NGC 300 や M33 では予想される速度低下が見られないことに気づき、それを説明するために未検出の質量を考えた。DM 仮説はいくつかの研究によって強化されている。[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]
暗黒物質ハローの形成は、銀河の初期形成において重要な役割を果たしたと考えられている。銀河形成初期には、バリオン物質の温度が高すぎて重力的に自己束縛された物体を形成することはできなかったはずであり、そのため、追加の重力相互作用をもたらす暗黒物質構造が事前に形成される必要があった。この仮説は、冷たい暗黒物質（CDM）とその宇宙初期における構造形成に基づいている。
The hypothesis for CDM structure formation begins with density perturbations in the Universe that grow linearly until they reach a critical density, after which they would stop expanding and collapse to form gravitationally bound dark matter halos. The spherical collapse framework analytically models the formation and growth of such halos. These halos would continue to grow in mass (and size), either through accretion of material from their immediate neighborhood, or by merging with other halos. Numerical simulations of CDM structure formation have been found to proceed as follows: A small volume with small perturbations initially expands with the expansion of the Universe. As time proceeds, small-scale perturbations grow and collapse to form small halos. At a later stage, these small halos merge to form a single virialized dark matter halo with an ellipsoidal shape, which reveals some substructure in the form of dark matter sub-halos.[2]
The use of CDM overcomes issues associated with the normal baryonic matter because it removes most of the thermal and radiative pressures that were preventing the collapse of the baryonic matter. The fact that the dark matter is cold compared to the baryonic matter allows the DM to form these initial, gravitationally bound clumps. Once these subhalos formed, their gravitational interaction with baryonic matter is enough to overcome the thermal energy, and allow it to collapse into the first stars and galaxies. Simulations of this early galaxy formation match the structure observed by galactic surveys as well as observation of the Cosmic Microwave Background.[23]
A commonly used model for galactic dark matter halos is the pseudo-isothermal halo:[24]
where denotes the finite central density and the core radius. This provides a good fit to most rotation curve data. However, it cannot be a complete description, as the enclosed mass fails to converge to a finite value as the radius tends to infinity. The isothermal model is, at best, an approximation. Many effects may cause deviations from the profile predicted by this simple model. For example, (i) collapse may never reach an equilibrium state in the outer region of a dark matter halo, (ii) non-radial motion may be important, and (iii) mergers associated with the (hierarchical) formation of a halo may render the spherical-collapse model invalid.[25]
Numerical simulations of structure formation in an expanding universe lead to the empirical NFW (Navarro–Frenk–White) profile:[26]
where is a scale radius, is a characteristic (dimensionless) density, and = は、閉じるための臨界密度です。NFW プロファイルは、個々の銀河から銀河団のハローまで、4 桁にわたるさまざまなハロー質量に適用できるため、「普遍的」と呼ばれています。このプロファイルは、積分質量が対数的に発散するにもかかわらず、有限の重力ポテンシャルを持ちます。ハローの質量は、宇宙の臨界密度の 200 倍の過密度を囲む基準点を参照するのが慣例となっていますが、数学的には、プロファイルはこの表記上の点を超えて広がっています。後に、密度プロファイルは環境に依存し、NFW は孤立したハローにのみ適していることが推論されました。[ 27 ] NFW ハローは一般的に、擬似等温プロファイルよりも銀河データの記述が悪く、尖ったハロー問題につながります。
高解像度のコンピュータシミュレーションは、Einastoプロファイルによってより適切に記述されます。[ 28 ]
ここで、r は空間半径（つまり、投影された半径ではない）です。は n の関数であり、半径における密度はこれは、総質量の半分を含む体積を定義するものです。3番目のパラメータを追加すると、数値シミュレーションの結果の説明がわずかに改善されますが、2つのパラメータNFWハロー[ 29 ]と観測上区別できず、尖ったハローの問題を軽減する効果もありません。
宇宙密度場の過密度の崩壊は一般的に非球形である。したがって、結果として生じるハローが球形になると期待する理由はない。CDM宇宙における構造形成の初期のシミュレーションでさえ、ハローは大幅に扁平化していることを強調していた。[ 30 ]その後の研究では、ハローの等密度面は、軸の長さによって特徴付けられる楕円体で記述できることが示されている。[ 31 ]
データとモデル予測の両方に不確実性があるため、観測から推測されるハローの形状がΛCDM宇宙論の予測と一致するかどうかは依然として不明である。
1990年代末まで、ハロー形成の数値シミュレーションではサブストラクチャはほとんど明らかにされなかった。計算能力の向上とアルゴリズムの改善により、より多くの粒子を使用し、より高い解像度を得ることが可能になった。現在では、かなりの量のサブストラクチャが期待されている。[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]小さなハローがかなり大きなハローと合体すると、宿主のポテンシャル井戸内を周回するサブハローになる。周回するにつれて、宿主からの強い潮汐力を受け、質量を失う。さらに、サブハローが動的摩擦を受けると、宿主のダークマター粒子にエネルギーと角運動量を失うため、軌道自体も進化する。サブハローが自己束縛された実体として存続するかどうかは、その質量、密度プロファイル、および軌道に依存する。[ 25 ]
ホイル[ 35 ]が最初に指摘し、エフスタシウとジョーンズ[ 36 ]が数値シミュレーションを用いて初めて実証したように、膨張する宇宙における非対称崩壊は、大きな角運動量を持つ物体を生み出す。
数値シミュレーションでは、散逸のない階層的クラスタリングによって形成されたハローのスピンパラメータ分布は対数正規分布によく適合し、その中央値と幅はハロー質量、赤方偏移、宇宙論に弱く依存することが示されている: [ 37 ]
とそしてすべてのハロー質量において、スピンの高いハローはより密度の高い領域に存在し、より強くクラスター化する傾向が顕著に見られる。[ 38 ]
天の川銀河の目に見える円盤は、はるかに大きな、ほぼ球形のダークマターのハローに埋め込まれていると考えられています。ダークマターの密度は銀河中心からの距離とともに減少します。現在では、銀河の約95%がダークマターで構成されていると考えられています。ダークマターは、重力以外では銀河の他の物質やエネルギーと相互作用しないように見える物質です。発光物質は約9 × 10 10 M☉ 。ダークマターハローには、およそ6 × 10 11から3 × 10 12 M ☉の暗黒物質。[ 39 ] [ 40 ] 2014 年の Jeans による恒星運動の解析では、暗黒物質密度 (銀河中心から太陽までの距離) は次のように計算されました。0.0088 +0.0024 −0.0018 M ☉ pc −3 . [ 40 ]
![{\displaystyle \rho (r)=\rho _{o}\left[1+\left({\frac {r}{r_{c}}}\right)^{2}\right]^{-1}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f96d3ce3d55e89931179794334ed6f4d2c24a2e8)
![{\displaystyle \rho (r)=\rho _{e}\exp \left[-d_{n}\left(\left({\frac {r}{r_{e}}}\right)^{\frac {1}{n}}-1\right)\right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/885e2d70d8bdddf7a41ce2fb994b6360a69ab798)
![{\displaystyle \rho (\lambda )d\lambda ={\frac {1}{{\sqrt {2\pi }}\sigma _{ln\lambda }}}\exp \left[-{\frac {\ln \left({\frac {\lambda }{\bar {\lambda }}}\right)^{2}}{2\sigma _{\ln \lambda }^{2}}}\right]{\frac {d\lambda }{\lambda }}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/2b7322be90201d3e080f450cdb278cde39fa498c)
