Título: Mapping Dark Matter with Extragalactic Stellar Streams: the Case of Centaurus A
Autores: Sarah Pearson, Adrian M. Price-Whelan, David W. Hogg, Anil C. Seth, David J. Sand, Jason A. S. Hunt, Denija Crnojevic
Instituição do primeiro autor: Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University, 726 Broadway, New York, NY 10003, USA
Status: Submetido a AAS Journals, [acesso aberto]
Já observou que as folhas que caem num rio e espiralam na corrente? É difícil de ver para onde a água corre, mas com as folhas o movimento é perceptível. Caso já tenha observado, você é capaz de inferir como é o terreno dentro d’água. Um fenômeno similar acontece quando uma galáxia anã cai numa galáxia massiva. Estrelas são dispersas da galáxia anã e esticadas dentro de uma corrente. Estrelas são fáceis de se observar e boas indicadoras de matéria escura invisível em galáxias, que governa seus movimentos. Como explicado neste astrobite, astrônomos podem usar correntes estelares para analisar a matéria escura (ME) em galáxias.
Na Via Láctea, correntes estelares já foram usadas para estimar a distribuição de ME e até mesmo subestrutura de ME. Podemos modelar essas estrelas com detalhe porque é possível observar suas posições e velocidades completamente em 3D. Isso é muito mais difícil de elaborar com galáxias externas, onde as distâncias são difíceis de obter e as velocidades mais ainda. O que podemos aprender com as correntes estelares de galáxias externas? Os autores do artigo de hoje focaram na Cen A (NGC5128), uma galáxia próxima e massiva, para responder tal pergunta.
Dados e método
Cen A possui uma corrente estelar associada a uma galáxia satélite Dw3. A Figura 1 mostra a densidade estelar no halo externo de Cen A. Duas correntes são visíveis pelo mapa, mas focaremos da Dw3. Como essas correntes estão em torno de 4 Mpc daqui, os autores apenas usam as localidades da corrente no céu, indicado com pontos pretos na Figura 1. O objetivo é usar essa informação para encontrar a órbita da galáxia anã progenitora (Dw3), que pode então está associado à distribuição de ME da galáxia central massiva (Cen A).
Para modelar a corrente estelar, os autores desenvolveram um nova técnica de ajuste de corrente. Pontos controle são atribuídos manualmente para indicar a localização conhecida da corrente de Dw3. Os parâmetros de entrada do modelo são os pontos controle e a velocidade radial de Dw3. Para calcular a órbita da galáxia anã, são necessários os potenciais gravitacionais de ambas as galáxias. Mas o potencial não é algo que queremos descobrir? É por isso que os autores começaram com um potencial fiducial, e então exploraram o que aconte ao variá-lo.
Dados os parâmetros, os autores simularam como as estrelas são dispersas pela progenitora para formar a corrente. Eles usaram um código aberto chamado gala para integrar a órbita de Dw3 no potencial de Cen A. Esse código libera estrelas de Dw3 a cada instante de tempo e seguem para onde elas vão conforme a combinação dos campos gravitacionais de Cen A e Dw3. A corrente estelar resultante é comparada com os pontos controle, e o modelo de melhor ajuste deve coincidir com esses pontos. Em seguida, para se certificarem de que os resultados do gala são confiáveis, os autores usaram um N-body simulation com o mesmo instante inicial do modelo de melhor ajuste.
Resultados
Halo fixo de Cen A: pelo modelo fiducial, os autores encontraram um conjunto de modelos que podem reproduzir o formato da corrente de Dw3. O modelo de melhor ajuste é mostrado na Figura 2, como projetado no céu.
Degenerescência: Por enquanto, só mostramos a forma da corrente no céu, que não é fundamentalmente informação suficiente para unicamente descrever sua história. A razão é ilustrada na Figura 3. Com metade da massa de ambas as galáxias, as velocidades orbitais serão menores e as estrelas se dispersam mais lentamente. Mas se esperar o suficiente, a satélite mostrará exatamente a mesma dispersão e a corrente resultante (mostrado no topo dos dois painéis da figura 3) será a mesma. Sem a possibilidade de observar a corrente 6 bilhões de anos atrás, podemos apenas observar a corrente em t=0 na parte inferior dos gráficos. Se tivermos apenas a posição da corrente, e não temos como saber quanto tempo isso veio se dispersando, então não saberemos distinguir entre potenciais de maior e menor massa. Isso é um problema desde o objetivo inicial.
Como quebrar a degenerescência: A diferença entre os dois cenários está na velocidade e distância. Embora a forma das correntes pareçam as mesmas na Figura 3, a cor indica que as velocidades não são. Isso é um resultado direto da velocidade orbital de Dw3, que depende da massa do halo da galáxia hospedeira. Mesmo sem a medida da velocidade da corrente, só observando para da corrente pode servir para estimar a massa da galáxia massiva. Os autores do artigo identificaram alguns instrumentos disponíveis que podem fazer essa medição, e fica a cargo dos observares de apontar os telescópios pada Dw3.
Expectativa
Telescópios futuros como o Vera Rubin Observator e o Roman Space Telescope serão capazes de detectar milhares de correntes estelares estragalácticas. As ferramentas feitas pelos autores do artigo de hoje serão o pontapé inicial para explorar halos de matéria escura em todas essas galáxias!
Adaptado do astrobite “Stellar Streams as Dark Matter Maps“, escrito por Zili Shen.
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