Distribuzione della Materia Oscura Vicino alla Via Lattea: Comprensione Attuale
La materia oscura (DM) domina il budget di massa della Via Lattea (~90%), ma la sua geometria esatta rimane dedotta da dinamica, lenti e simulazioni.
Immagine di Consenso
- Aloa Quasi Sferica: Si estende ~200–300 kpc; densità cala come ρ ∝ r⁻¹ (interno) → r⁻³ (esterno) — profilo NFW.
- Forma Oblata / Triassiale: Adattamento di correnti stellari (GD-1, Pal 5, Sagittarius) suggerisce appiattimento dell'asse minore q ≈ 0.7–0.9.
- Subaloni: Centinaia di grumi DM (10⁶–10⁸ M☉) ospitano galassie nane; molti "subaloni oscuri" predetti.
- Correnti Stellari e Code di Marea: Nane/ammassi globulari disturbati tracciano il potenziale; i buchi potrebbero rivelare impatti di subaloni.
- Densità Locale (Vicinato Solare): ρ₀ ≈ 0.3–0.5 GeV/cm³ (bersaglio per rilevamento diretto).
Sonde
- Astrometria Gaia (velocità stellari, correnti)
- Curve di rotazione HI/CO
- Lenti deboli/forti (quasar di sfondo)
- Rilevamento diretto (XENON, LUX, CDMS)
- Indiretto (Fermi γ-rays, AMS-02 positroni)
- Simulazioni cosmologiche (FIRE, Auriga, Via Lactea)
Questioni Aperte
Nucleo vs. cusp, contrazione barionica, DM auto-interattiva, allineamento del disco di satelliti, natura del "disco scuro" (se esiste).