Curva de rotación de galaxias

Discrepancia observada en los momentos angulares galácticos.

Curva de rotación de la galaxia espiral Messier 33 (puntos amarillos y azules con barras de error), y una prevista a partir de la distribución de la materia visible (línea gris). La discrepancia entre las dos curvas se puede explicar añadiendo un halo de materia oscura que rodea la galaxia. ^{[1] [2]}

Izquierda: una galaxia simulada sin materia oscura. Derecha: Galaxia con una curva de rotación plana que se esperaría con materia oscura.

La curva de rotación de una galaxia de disco (también llamada curva de velocidad ) es una gráfica de las velocidades orbitales de las estrellas o del gas visibles en esa galaxia versus su distancia radial desde el centro de esa galaxia. Por lo general, 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 aplicando la teoría de la gravedad a la materia observada en una galaxia. Las teorías que involucran la 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 estrellas/planetas y 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 de las lunas que orbitan alrededor de planetas disminuyen con la distancia según la tercera ley de Kepler . Esto refleja las distribuciones masivas dentro de esos sistemas. Las estimaciones de masa de 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, asumiendo 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 asumir 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 ofrecido otras propuestas con distintos grados de éxito. De las posibles alternativas, una de las más destacables es la dinámica Newtoniana modificada (MOND), que consiste en modificar las leyes de la gravedad. ^[5]

Historia

En 1932, Jan Hendrik Oort fue el primero en informar que las mediciones de las estrellas en la vecindad 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 sobre mediciones de la curva de rotación de Andrómeda que sugerían que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. ^[7] Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia o a la dinámica modificada en las porciones exteriores de la espiral y no a ninguna forma de materia faltante. Las mediciones de Babcock resultaron discrepar sustancialmente con las encontradas más tarde, y la primera medición de una curva de rotación extendida que concordaba con los datos modernos fue publicada en 1957 por Henk van de Hulst y sus colaboradores, quienes estudiaron M31 con el telescopio Dwingeloo de 25 metros recién encargado. . ^[8] Un artículo complementario de Maarten Schmidt demostró que esta curva de rotación podría ajustarse mediante 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]

Al informar sobre NGC 3115 , Jan Oort escribió que "la distribución de masa en el sistema parece no tener casi ninguna relación con la de la luz... uno encuentra que la relación entre masa y luz en las partes exteriores de NGC 3115 es de aproximadamente 250". . ^[11] En las páginas 302-303 de su artículo, escribió que "El sistema luminoso fuertemente condensado aparece incrustado en una masa grande y más o menos homogénea de gran densidad" y aunque especuló que esta masa puede ser 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) estaba destinado a estudiar este problema de la 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 Institución Carnegie 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 Estadounidense 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 linealmente 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 han confirmado durante las décadas siguientes. ^[dieciséis]

Si se supone que la mecánica newtoniana es correcta, se deduciría que la mayor parte de la masa de la galaxia tenía 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 Fig. 1).

Sin embargo, las observaciones de la curva de rotación de las espirales no lo confirman. Más bien, las curvas no disminuyen en la relación esperada de raíz cuadrada inversa, sino que son "planas", es decir, fuera del abultamiento 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 se eleva desde el centro hacia 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 impregna 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 extra fue denominado materia oscura , cuya existencia fue postulada por primera vez en los años 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 .

Perfiles de densidad de halo

Para acomodar 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, esféricamente simétrico, ρ ( r ) es:

$${\displaystyle \rho (r)={\frac {v(r)^{2}}{4\pi Gr^{2}}}\left(1+2~{\frac {d\log v(r)}{d\log r}}\right)}$$

v ( r )Gconstante gravitacionalperfil de esfera isotérmica singularv ( r )ρ ∝ r ^−2[17]

Luego, los autores 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 Navarro-Frenk-White , que es consistente tanto con las simulaciones de N-cuerpos como con las observaciones dadas por

$${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{0}}{{\frac {r}{R_{s}}}\left(1+{\frac {r}{R_{s}}}\right)^{2}}}}$$

ρ ₀R _s^[18]perfil de Einasto^{[19] [20]}

Las observaciones de las velocidades orbitales en galaxias espirales sugieren una estructura de masa según:

$${\displaystyle v(r)=\left(r\,{\frac {d\Phi }{dr}}\right)^{1/2}}$$

Φ el potencial gravitacional

Dado que las observaciones de la rotación de las galaxias no coinciden con la distribución esperada 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 física exótica en acción a escalas galácticas. El componente invisible adicional se vuelve progresivamente más notorio en cada galaxia en los radios exteriores y entre las galaxias menos luminosas. ^{[ se necesita aclaración ]}

Una interpretación popular de estas observaciones es que alrededor del 26% de la masa del Universo está compuesta de materia oscura, un tipo hipotético de materia que no emite ni interactúa con radiación electromagnética . Se cree que la materia oscura domina el potencial gravitacional de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Según esta teoría, las galaxias son condensaciones bariónicas de estrellas y gas (es decir, hidrógeno y helio) que se encuentran en los centros de halos de materia oscura mucho más grandes, afectados por una inestabilidad gravitacional causada por fluctuaciones de densidad primordial.

Muchos cosmólogos se esfuerzan por comprender la naturaleza y la historia de estos omnipresentes halos oscuros investigando las propiedades de las galaxias que contienen (es decir, sus luminosidades, cinemática, tamaños y morfologías). 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.

Investigaciones más profundas

Comparación de galaxias de disco en rotación actuales (izquierda) y el Universo distante (derecha). ^[21]

La dinámica de rotación de las galaxias está bien caracterizada por su posición en la relación Tully-Fisher , que muestra que para las galaxias espirales la velocidad de rotación está únicamente relacionada con su luminosidad total. Una forma consistente de predecir la velocidad de rotación de una galaxia espiral es medir su luminosidad bolométrica y luego leer su velocidad de rotación desde su ubicación en el diagrama de Tully-Fisher. Por el contrario, conocer la velocidad de rotación de una galaxia espiral da su luminosidad. Por tanto, la magnitud de la rotación de la galaxia está relacionada con la masa visible de la galaxia. ^[22]

Si bien 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 galaxias en rotación a través de esta relación. ^{[23] [ se necesita una mejor fuente ] Entonces, si bien las simulaciones cosmológicas y} de formación de galaxias de última generación de materia oscura con materia bariónica normal incluida pueden compararse con las observaciones de galaxias, todavía no existe una explicación sencilla de por qué lo observado existe una relación de escala. ^{[24] [25]} Además, investigaciones detalladas de las curvas de rotación de galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) en la década de 1990 ^[26] y de su posición en la relación Tully-Fisher ^[27] mostraron que las galaxias LSB tenían que Tienen halos de materia oscura que son más extendidos y menos densos que los de las galaxias con alto brillo superficial y, por tanto, el brillo superficial está relacionado con las propiedades del halo. Estas galaxias enanas dominadas por materia oscura pueden ser la clave para resolver el problema de la formación de estructuras de las galaxias enanas .

Muy importante, 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 NFW . ^{[28] [29]} Este llamado problema del halo cúspide es un problema persistente para la teoría estándar de la materia oscura fría. En este contexto se invocan con frecuencia simulaciones que implican la retroalimentación de energía estelar en el medio interestelar para alterar la distribución prevista de la materia oscura en las regiones más internas de las galaxias. ^{[30] [31]}

Alternativas a la materia oscura

Ha habido varios intentos de resolver el problema de la rotación de las galaxias modificando la gravedad sin recurrir a la materia oscura. Una de las más discutidas 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 gravitacional 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 Tully-Fisher , ^[33] y las dispersiones de velocidad de las pequeñas galaxias satélite del Grupo Local . ^[34]

Utilizando datos de la base de datos Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC), un grupo ha descubierto que la aceleración radial trazada por las curvas de rotación podría predecirse simplemente a partir de la distribución bariónica observada (es decir, incluyendo estrellas y gas, pero no materia oscura). ^[35] La misma relación proporcionó un buen ajuste para 2693 muestras en 153 galaxias en rotación, 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 de manera más consistente la contribución de la densidad debida a las estrellas. Los resultados son consistentes con MOND y ponen límites a explicaciones alternativas que involucran únicamente la 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). ^[36] Por lo tanto, una contribución debida a la propia materia oscura puede ser completamente predecible a partir de la de los bariones, una vez que se tienen en cuenta los efectos de retroalimentación debido 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] [37]} la gravedad escalar-tensorial-vectorial (STVG) y la f( R) teoría de Capozziello y De Laurentis. ^[38]

También se propuso un modelo de galaxia basado en una métrica de la 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 una masiva Halo de materia oscura exótica. ^{[39] [40]}

Según un reciente análisis de los datos obtenidos por la nave espacial Gaia , parece 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 . ^{[41] [42]}

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 gravitoelectromagnetismo . ^[43]

Ver también

• Lista de problemas no resueltos en física.
• Espectroscopia de rendija larga
• Teoría gravitacional no simétrica

Notas a pie de página

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2. La explicación de la discrepancia de masa en las galaxias espirales mediante un componente oscuro masivo y extenso fue propuesta por primera vez por A. Bosma en una tesis doctoral, ver

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   Ver también

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5. Para una discusión extensa de los datos y su ajuste a MOND, consulte Milgrom, M. (2007). "El paradigma MOND". arXiv : 0801.3133 [astro-ph].
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Otras lecturas

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Bibliografía

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• V. Rubin; N. Thonnard; WK Ford Jr. (1980). "Propiedades rotacionales de galaxias 21 Sc con una amplia gama de luminosidades y radios desde NGC 4605 (R = 4kpc) hasta UGC 2885 (R = 122kpc)". Revista Astrofísica . 238 : 471. Código bibliográfico : 1980ApJ...238..471R. doi :10.1086/158003.Las observaciones de un conjunto de galaxias espirales dieron evidencia de que las velocidades orbitales de las estrellas en las galaxias eran inesperadamente altas a grandes distancias del núcleo. Este artículo contribuyó a convencer a los astrónomos de que la mayor parte de la materia del universo es oscura y gran parte de ella está agrupada alrededor de las galaxias. ^{[¿ según quién? ] [ cita necesaria ]}
• Astronomía Galáctica , Dmitri Mihalas y Paul McRae . WH Freeman 1968.

enlaces externos

• Bergstrom, Lars (2009). "Candidatos a la materia oscura". Nueva Revista de Física . 11 (10): 105006. arXiv : 0903.4849 . Código Bib : 2009NJPh...11j5006B. doi :10.1088/1367-2630/11/10/105006. S2CID  204020148.
• El caso contra la materia oscura. Sobre el enfoque del problema por parte de Erik Verlinde . (noviembre de 2016)