En astronomía , la relación de Tully-Fisher ( TFR ) es una relación empírica ampliamente verificada entre la masa o luminosidad intrínseca de una galaxia espiral y su velocidad de rotación asintótica o ancho de línea de emisión . Dado que el brillo observado de una galaxia depende de la distancia, la relación se puede utilizar para estimar distancias a las galaxias a partir de mediciones de su velocidad de rotación. [1]
La conexión entre la velocidad de rotación medida espectroscópicamente y la distancia fue utilizada por primera vez en 1922 por Ernst Öpik para estimar la distancia a la galaxia de Andrómeda . [1] [2] En la década de 1970, Balkowski, C., et al. midieron 13 galaxias, pero se centraron en utilizar los datos para distinguir las formas de las galaxias en lugar de extraer distancias. [1] [3] La relación fue publicada por primera vez en 1977 por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher . [4] La luminosidad se calcula multiplicando el brillo aparente de la galaxia por , donde es su distancia a la Tierra , y el ancho de la línea espectral se mide utilizando espectroscopia de rendija larga .
Una serie de catálogos colaborativos de valores de velocidad peculiar de galaxias llamados CosmicFlow utilizan el análisis de Tully-Fisher; el catálogo Cosmicflow-4 ha llegado a 10 000 galaxias. [5] Muchos valores de la constante de Hubble se han derivado del análisis de Tully-Fisher, comenzando con el primer artículo y continuando hasta 2024. [1]
Existen varias formas diferentes de la TFR, dependiendo de qué medidas precisas de masa, luminosidad o velocidad de rotación se tome para relacionarla. Tully y Fisher usaron luminosidad óptica , pero trabajos posteriores mostraron que la relación era más estrecha cuando se definía usando radiación de microondas a infrarrojo ( banda K ) (un buen indicador de masa estelar ), e incluso más estrecha cuando la luminosidad se reemplaza por la masa estelar total de la galaxia. [6] La relación en términos de masa estelar se denomina "relación de masa estelar de Tully-Fisher" (STFR), y su dispersión solo muestra correlaciones con la morfología cinemática de la galaxia, de modo que los sistemas más compatibles con la dispersión se dispersan por debajo de la relación. La correlación más estrecha se recupera cuando se considera la masa bariónica total (la suma de su masa en estrellas y gas). [7] Esta última forma de la relación se conoce como la relación bariónica de Tully-Fisher ( BTFR ), y establece que la masa bariónica es proporcional a la velocidad a la potencia de aproximadamente 3,5-4. [8]
La TFR se puede utilizar para estimar la distancia a las galaxias espirales al permitir que la luminosidad de una galaxia se derive de su ancho de línea medible directamente. La distancia se puede encontrar comparando la luminosidad con el brillo aparente. Por lo tanto, la TFR constituye un peldaño de la escala de distancias cósmicas , donde se calibra utilizando técnicas de medición de distancias más directas y se utiliza a su vez para calibrar métodos que se extienden a distancias mayores.
En el paradigma de la materia oscura , la velocidad de rotación de una galaxia (y, por lo tanto, el ancho de línea) está determinada principalmente por la masa del halo de materia oscura en el que vive, lo que hace que la TFR sea una manifestación de la conexión entre la masa de la materia oscura y la visible. En la dinámica newtoniana modificada (MOND) , la BTFR (con un índice de ley de potencia exactamente 4) es una consecuencia directa de la ley de fuerza gravitacional efectiva a baja aceleración . [9]
Los análogos de la TFR para galaxias no sostenidas por rotación, como las elípticas , se conocen como la relación de Faber-Jackson y el plano fundamental .
