Distribución de materia oscura cerca de la Vía Láctea: comprensión actual

La materia oscura (MO) domina el presupuesto de masa de la Vía Láctea (~90%), pero su geometría exacta se infiere a partir de dinámica, lente gravitacional y simulaciones.

Imagen de consenso

• Halo casi esférico: Se extiende ~200–300 kpc; la densidad cae como ρ ∝ r⁻¹ (interior) → r⁻³ (exterior) — perfil NFW.
• Forma oblata / triaxial: El ajuste de corrientes estelares (GD-1, Pal 5, Sagitario) sugiere aplanamiento del eje menor q ≈ 0.7–0.9.
• Subhalos: Cientos de grumos de MO (10⁶–10⁸ M☉) albergan galaxias enanas; se predicen muchos "subhalos oscuros".
• Corrientes estelares y colas de marea: Enanas/globulares interrumpidas trazan el potencial; los huecos pueden revelar impactos de subhalos.
• Densidad local (Vecindad solar): ρ₀ ≈ 0.3–0.5 GeV/cm³ (objetivo de detección directa).

Sondas

• Astrometría de Gaia (velocidades estelares, corrientes)
• Curvas de rotación HI/CO
• Lente débil/fuerte (cuásares de fondo)
• Detección directa (XENON, LUX, CDMS)
• Indirecta (Fermi γ-rayos, AMS-02 positrones)
• Simulaciones cosmológicas (FIRE, Auriga, Via Lactea)

Preguntas abiertas

Núcleo vs. cúspide, contracción bariónica, materia oscura autointesiva, alineación del disco de satélites, naturaleza del "disco oscuro" (si existe).