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La curva de rotación de una galaxia de disco (también llamada curva de velocidad ) es un gráfico de las velocidades orbitales de las estrellas o el gas visibles en esa galaxia en función de su distancia radial desde el centro de esa galaxia. Normalmente se representa gráficamente como un gráfico y los datos observados desde cada lado de una galaxia espiral son generalmente asimétricos, de modo que los datos de cada lado se promedian para crear la curva. Existe una discrepancia significativa entre las curvas experimentales observadas y una curva derivada de la aplicación de la teoría de la gravedad a la materia observada en una galaxia. Las teorías que involucran materia oscura son las principales soluciones postuladas para explicar la varianza. [3]
Las velocidades de rotación/orbitales de las galaxias/estrellas no siguen las reglas que se encuentran en otros sistemas orbitales, como las estrellas/planetas y los planetas/lunas, que tienen la mayor parte de su masa en el centro. Las estrellas giran alrededor del centro de su galaxia a una velocidad igual o creciente en un amplio rango de distancias. Por el contrario, las velocidades orbitales de los planetas en sistemas planetarios y las lunas que orbitan planetas disminuyen con la distancia de acuerdo con la tercera ley de Kepler . Esto refleja las distribuciones de masa dentro de esos sistemas. Las estimaciones de masa para las galaxias basadas en la luz que emiten son demasiado bajas para explicar las observaciones de velocidad. [4]
El problema de la rotación de las galaxias es la discrepancia entre las curvas de rotación de las galaxias observadas y la predicción teórica, suponiendo una masa centralmente dominada asociada con el material luminoso observado. Cuando los perfiles de masa de las galaxias se calculan a partir de la distribución de estrellas en espirales y las relaciones masa-luz en los discos estelares, no coinciden con las masas derivadas de las curvas de rotación observadas y la ley de la gravedad . Una solución a este enigma es plantear la hipótesis de la existencia de materia oscura y suponer su distribución desde el centro de la galaxia hasta su halo .
Aunque la materia oscura es, con diferencia, la explicación más aceptada del problema de la rotación, se han propuesto otras alternativas con distintos grados de éxito. Entre las alternativas posibles, una de las más notables es la dinámica newtoniana modificada (MOND), que implica modificar las leyes de la gravedad. [5]
En 1932, Jan Hendrik Oort fue el primero en informar que las mediciones de las estrellas en el vecindario solar indicaban que se movían más rápido de lo esperado cuando se suponía una distribución de masa basada en la materia visible, pero más tarde se determinó que estas mediciones eran esencialmente erróneas. [6] En 1939, Horace Babcock informó en su tesis doctoral mediciones de la curva de rotación de Andrómeda que sugerían que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. [7] Atribuyó esto a la absorción de luz dentro de la galaxia o a la dinámica modificada en las partes externas de la espiral y no a ninguna forma de materia faltante. Las mediciones de Babcock resultaron estar en desacuerdo sustancialmente con las encontradas más tarde, y la primera medición de una curva de rotación extendida en buen acuerdo con los datos modernos fue publicada en 1957 por Henk van de Hulst y colaboradores, quienes estudiaron M31 con el recién comisionado telescopio Dwingeloo de 25 metros. [8] Un artículo complementario de Maarten Schmidt mostró que esta curva de rotación podría ajustarse a una distribución de masa aplanada más extensa que la luz. [9] En 1959, Louise Volders utilizó el mismo telescopio para demostrar que la galaxia espiral M33 tampoco gira como se esperaba según la dinámica kepleriana . [10]
En un informe sobre NGC 3115 , Jan Oort escribió que «la distribución de masa en el sistema parece no tener casi relación con la de la luz... se encuentra que la relación entre masa y luz en las partes externas de NGC 3115 es de aproximadamente 250». [11] En la página 302-303 de su artículo de revista, escribió que «el sistema luminoso fuertemente condensado parece incrustado en una masa grande y más o menos homogénea de gran densidad» y, aunque continuó especulando que esta masa podría estar formada por estrellas enanas extremadamente débiles o gas y polvo interestelar, había detectado claramente el halo de materia oscura de esta galaxia.
El telescopio Carnegie (Carnegie Double Astrograph) fue diseñado para estudiar este problema de rotación galáctica. [12]
A finales de los años 1960 y principios de los años 1970, Vera Rubin , astrónoma del Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution de Washington , trabajó con un nuevo espectrógrafo sensible que podía medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de canto con un mayor grado de precisión que nunca antes se había logrado. [13] Junto con su compañero Kent Ford , Rubin anunció en una reunión de 1975 de la Sociedad Astronómica Americana el descubrimiento de que la mayoría de las estrellas en las galaxias espirales orbitan aproximadamente a la misma velocidad, [14] y que esto implicaba que las masas de las galaxias crecen aproximadamente de forma lineal con un radio mucho más allá de la ubicación de la mayoría de las estrellas (el bulbo galáctico ). Rubin presentó sus resultados en un influyente artículo en 1980. [15] Estos resultados sugirieron que la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, de manera conservadora, más del 50% de la masa de las galaxias estaba contenida en el halo galáctico relativamente oscuro. Aunque inicialmente fueron recibidos con escepticismo, los resultados de Rubin se confirmaron durante las décadas siguientes. [16]
Si se supone que la mecánica newtoniana es correcta, se deduciría que la mayor parte de la masa de la galaxia tendría que estar en el bulbo galáctico cerca del centro y que las estrellas y el gas en la porción del disco deberían orbitar el centro a velocidades decrecientes con la distancia radial desde el centro galáctico (la línea discontinua en la figura 1).
Sin embargo, las observaciones de la curva de rotación de las espirales no confirman esto. Más bien, las curvas no disminuyen en la relación de raíz cuadrada inversa esperada, sino que son "planas", es decir, fuera del bulbo central la velocidad es casi constante (la línea continua en la Fig. 1). También se observa que las galaxias con una distribución uniforme de materia luminosa tienen una curva de rotación que asciende desde el centro hasta el borde, y la mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) tienen la misma curva de rotación anómala.
Las curvas de rotación podrían explicarse planteando la hipótesis de la existencia de una cantidad sustancial de materia que permea la galaxia fuera del bulbo central y que no emite luz en la relación masa-luz del bulbo central. El material responsable de la masa adicional se denominó materia oscura , cuya existencia fue postulada por primera vez en la década de 1930 por Jan Oort en sus mediciones de las constantes de Oort y Fritz Zwicky en sus estudios de las masas de los cúmulos de galaxias . La existencia de materia oscura fría no bariónica (CDM) es hoy una característica importante del modelo Lambda-CDM que describe la cosmología del universo .
Para dar cabida a una curva de rotación plana, el perfil de densidad de una galaxia y sus alrededores debe ser diferente de uno que esté concentrado centralmente. La versión de Newton de la Tercera Ley de Kepler implica que el perfil de densidad radial y simétrico esférico ρ ( r ) es: donde v ( r ) es el perfil de velocidad orbital radial y G es la constante gravitacional . Este perfil coincide estrechamente con las expectativas de un perfil de esfera isotérmica singular donde si v ( r ) es aproximadamente constante, entonces la densidad ρ ∝ r −2 a un "radio del núcleo" interno donde se supone que la densidad es constante. Las observaciones no concuerdan con un perfil tan simple, como informaron Navarro, Frenk y White en un artículo seminal de 1996. [17]
Los autores luego observaron que una "pendiente logarítmica que cambia suavemente" para una función de perfil de densidad también podría acomodar curvas de rotación aproximadamente planas en grandes escalas. Encontraron el famoso perfil de Navarro–Frenk–White , que es consistente tanto con simulaciones de N cuerpos como con observaciones dadas por donde la densidad central, ρ 0 , y el radio de escala, R s , son parámetros que varían de halo a halo. [18] Debido a que la pendiente del perfil de densidad diverge en el centro, se han propuesto otros perfiles alternativos, por ejemplo el perfil de Einasto , que ha mostrado una mejor concordancia con ciertas simulaciones de halo de materia oscura. [19] [20]
Las observaciones de las velocidades orbitales en las galaxias espirales sugieren una estructura de masa según: siendo Φ el potencial gravitacional de la galaxia .
Dado que las observaciones de la rotación de las galaxias no coinciden con la distribución esperada a partir de la aplicación de las leyes de Kepler, tampoco coinciden con la distribución de la materia luminosa. [15] Esto implica que las galaxias espirales contienen grandes cantidades de materia oscura o, alternativamente, la existencia de una física exótica en acción a escala galáctica. El componente invisible adicional se hace progresivamente más visible en cada galaxia en los radios exteriores y entre las galaxias menos luminosas. [ aclaración necesaria ]
Una interpretación popular de estas observaciones es que aproximadamente el 26% de la masa del Universo está compuesta de materia oscura, un tipo hipotético de materia que no emite ni interactúa con la radiación electromagnética . Se cree que la materia oscura domina el potencial gravitatorio de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Según esta teoría, las galaxias son condensaciones bariónicas de estrellas y gas (en concreto, hidrógeno y helio) que se encuentran en los centros de halos mucho más grandes de materia oscura, afectados por una inestabilidad gravitatoria causada por fluctuaciones de densidad primordiales.
Muchos cosmólogos se esfuerzan por comprender la naturaleza y la historia de estos halos oscuros omnipresentes investigando las propiedades de las galaxias que contienen (es decir, su luminosidad, cinemática, tamaño y morfología). La medición de la cinemática (sus posiciones, velocidades y aceleraciones) de las estrellas y el gas observables se ha convertido en una herramienta para investigar la naturaleza de la materia oscura, así como su contenido y distribución en relación con los diversos componentes bariónicos de esas galaxias.
La dinámica rotacional de las galaxias está bien caracterizada por su posición en la relación de Tully-Fisher , que muestra que para las galaxias espirales la velocidad rotacional está relacionada únicamente con su luminosidad total. Una forma consistente de predecir la velocidad rotacional de una galaxia espiral es medir su luminosidad bolométrica y luego leer su tasa de rotación a partir de su ubicación en el diagrama de Tully-Fisher. Por el contrario, conocer la velocidad rotacional de una galaxia espiral proporciona su luminosidad. Por lo tanto, la magnitud de la rotación de la galaxia está relacionada con la masa visible de la galaxia. [22]
Aunque el ajuste preciso de los perfiles de densidad del bulbo, el disco y el halo es un proceso bastante complicado, es sencillo modelar los observables de las galaxias en rotación a través de esta relación. [23] [ se necesita una mejor fuente ] Por lo tanto, si bien las simulaciones cosmológicas y de formación de galaxias de última generación de materia oscura con materia bariónica normal incluida se pueden hacer coincidir con las observaciones de galaxias, aún no hay una explicación sencilla de por qué existe la relación de escala observada. [24] [25] Además, las investigaciones detalladas de las curvas de rotación de las galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) en la década de 1990 [26] y de su posición en la relación de Tully-Fisher [27] mostraron que las galaxias LSB tenían que tener halos de materia oscura que son más extendidos y menos densos que los de las galaxias con alto brillo superficial y, por lo tanto, el brillo superficial está relacionado con las propiedades del halo. Estas galaxias enanas dominadas por materia oscura pueden contener la clave para resolver el problema de la formación de la estructura de las galaxias enanas .
Muy importante es que el análisis de las partes internas de galaxias de bajo y alto brillo superficial mostró que la forma de las curvas de rotación en el centro de los sistemas dominados por materia oscura indica un perfil diferente del perfil de distribución de masa espacial de NFW . [28] [29] Este llamado problema del halo cuspy es un problema persistente para la teoría estándar de la materia oscura fría. Las simulaciones que involucran la retroalimentación de energía estelar en el medio interestelar para alterar la distribución predicha de materia oscura en las regiones más internas de las galaxias se invocan con frecuencia en este contexto. [30] [31]
Se han hecho varios intentos de resolver el problema de la rotación de las galaxias modificando la gravedad sin recurrir a la materia oscura. Uno de los más discutidos es la dinámica newtoniana modificada (MOND), propuesta originalmente por Mordehai Milgrom en 1983, que modifica la ley de fuerza newtoniana a bajas aceleraciones para mejorar la atracción gravitatoria efectiva. MOND ha tenido un éxito considerable en la predicción de las curvas de rotación de galaxias de bajo brillo superficial, [32] coincidiendo con la relación bariónica de Tully-Fisher [33] y las dispersiones de velocidad de las pequeñas galaxias satélite del Grupo Local [34] .
Utilizando datos de la base de datos de Curvas de Rotación Precisa y Fotometría de Spitzer (SPARC), un grupo ha descubierto que la aceleración radial trazada por las curvas de rotación (un efecto que recibió el nombre de "relación de aceleración radial") podría predecirse simplemente a partir de la distribución de bariones observada (es decir, incluyendo estrellas y gas pero no materia oscura). [35] Esta llamada relación de aceleración radial (RAR) podría ser fundamental para comprender la dinámica de las galaxias. [36] La misma relación proporcionó un buen ajuste para 2693 muestras en 153 galaxias rotatorias, con diversas formas, masas, tamaños y fracciones de gas. El brillo en el infrarrojo cercano, donde domina la luz más estable de las gigantes rojas, se utilizó para estimar la contribución de la densidad debido a las estrellas de manera más consistente. Los resultados son consistentes con MOND y ponen límites a las explicaciones alternativas que involucran solo materia oscura. Sin embargo, las simulaciones cosmológicas dentro de un marco Lambda-CDM que incluyen efectos de retroalimentación bariónica reproducen la misma relación, sin la necesidad de invocar nuevas dinámicas (como MOND). [37] Por lo tanto, una contribución debida a la materia oscura en sí misma puede ser completamente predecible a partir de la de los bariones, una vez que se tienen en cuenta los efectos de retroalimentación debidos al colapso disipativo de los bariones. MOND no es una teoría relativista, aunque se han propuesto teorías relativistas que se reducen a MOND, como la gravedad tensorial-vectorial-escalar (TeVeS), [5] [38] la gravedad escalar-tensorial-vectorial (STVG) y la teoría f(R) de Capozziello y De Laurentis. [39]
También se propuso un modelo de rotación de galaxias basado en una métrica de relatividad general , que muestra que las curvas de rotación de la Vía Láctea , NGC 3031 , NGC 3198 y NGC 7331 son consistentes con las distribuciones de densidad de masa de la materia visible, evitando la necesidad de un halo masivo de materia oscura exótica. [40] [41]
Según un análisis reciente de los datos producidos por la sonda espacial Gaia , parecería posible explicar al menos la curva de rotación de la Vía Láctea sin necesidad de materia oscura si en lugar de una aproximación newtoniana se adopta todo el conjunto de ecuaciones de la relatividad general . [42] [43]
En marzo de 2021, Gerson Otto Ludwig publicó un modelo basado en la relatividad general que explica las curvas de rotación de las galaxias con el gravitoelectromagnetismo . [44]
