La distribution et la forme de la matière noire entourant les galaxies, déduites de la cinématique stellaire.Les halos de matière noire sont les structures invisibles et massives qui entourent les galaxies, s'étendant bien au-delà de leurs étoiles et de leur gaz visibles. Ils constituent l'échafaudage sur lequel les galaxies se forment et évoluent, et leur forme et leur distribution sont déduites indirectement des mouvements des étoiles et du gaz qui les composent. L'étude des halos de matière noire est essentielle pour comprendre la formation des galaxies, la structure à grande échelle de l'univers et la nature même de la matière noire.
Le concept de halos de matière noire a émergé dans les années 1970 grâce aux travaux de Vera Rubin et Kent Ford, qui ont mesuré les courbes de rotation des galaxies, ainsi qu'aux travaux théoriques antérieurs de Fritz Zwicky dans les années 1930 sur les amas de galaxies. Le terme spécifique « halo » est devenu courant dans les années 1980 avec l'essor des modèles de matière noire froide.
Les halos de matière noire ne sont pas directement observables, mais leur influence gravitationnelle l'est. En mesurant les courbes de rotation des galaxies (la vitesse à laquelle les étoiles orbitent autour du centre) ou les vitesses des galaxies satellites, les astronomes peuvent cartographier la distribution de masse totale. Les courbes de rotation plates observées, qui ne diminuent pas comme on l'attendrait de la seule matière visible, révèlent la présence d'un halo massif et étendu. La forme du halo est souvent modélisée comme un ellipsoïde triaxial aplati, et sa structure peut être sondée par lentille gravitationnelle, où la gravité du halo dévie la lumière des objets en arrière-plan.
Comprendre les halos de matière noire est crucial pour interpréter les relevés de galaxies, prédire les signaux de lentille gravitationnelle et contraindre les modèles de physique des particules concernant les candidats à la matière noire.
Le halo de matière noire de la Voie lactée n'est pas sphérique mais aplati et tordu, probablement en raison d'interactions avec les galaxies satellites.
| Φ_X | variable | dark matter particle flux — particle flux per square metre per second |
| f_X | variable | fraction of dark matter in the form of particle X — sans dimension |
| ρ_DM | variable | dark matter mass density — masse volumique kilogram per cubic metre |
| m_X | variable | mass of the dark matter particle — masse kilogram |
| v_DM | variable | typical speed of dark matter particles — vitesse metre per second |
| b | variable | bias parameter — bias parameter |
| ξ_gal | variable | galaxy two-point correlation function — fonction de corrélation |
| ξ_DM | variable | dark matter two-point correlation function — fonction de corrélation |
| √ | opérateur | takes the square root of the ratio — racine carrée |
| C | variable | capture rate of dark matter particles by the star — capture rate per second |
| R | variable | radius of the star — rayon metre |
| ρ_χ | variable | mass density of dark matter in the local environment — masse volumique kilogram per cubic metre |
| m_χ | variable | mass of a single dark matter particle — masse kilogram |
| v | variable | typical relative speed of dark matter particles with respect to the star — vitesse metre per second |
| σ | variable | scattering cross-section between dark matter and stellar nucleons — section efficace square metre |
| \Omega_{\text{DM}} h | variable | Dark matter relic density parameter times squared Hubble constant — density parameter |
| \Gamma | variable | Inflaton decay rate — taux de désintégration per second |
| M_P | variable | Reduced Planck mass — masse kilogram |
| m_{\phi} | variable | Mass of the dark matter particle (or inflaton) — masse kilogram |
| \propto | opérateur | Indicates direct proportionality — proportionnalité |
| \sqrt{} | opérateur | Takes the square root of the argument — racine carrée |
