Curva de rotación de la galaxia
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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 visibles o el gas en esa galaxia en comparación con su distancia radial del centro de esa galaxia. Por lo general, se representa gráficamente como un gráfico, y los datos observados desde cada lado de una galaxia espiral generalmente son asimétricos, por lo 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.
Las velocidades de rotación/orbital 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 los sistemas planetarios y las lunas que orbitan planetas disminuyen con la distancia de acuerdo con 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.
El problema de la rotación de galaxias es la discrepancia entre las curvas de rotación de galaxias observadas y la predicción teórica, asumiendo una masa dominada centralmente 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 mucho, la explicación más aceptada del problema de la rotación, se han ofrecido otras propuestas con diversos grados de éxito. De las posibles alternativas, una de las más destacadas es la dinámica newtoniana modificada (MOND), que implica modificar las leyes de la gravedad.
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 asumía una distribución de masa basada en la materia visible, pero luego se determinó que estas mediciones eran esencialmente erróneo. En 1939, Horace Babcock informó en su tesis doctoral sobre las medidas de la curva de rotación de Andrómeda, lo que sugería que la relación masa-luminosidad aumenta radialmente. Lo atribuyó a la absorción de luz dentro de la galaxia oa la dinámica modificada en las partes exteriores de la espiral y no a ninguna forma de materia faltante. Las medidas de Babcock resultaron discrepar sustancialmente con las que se encontraron más tarde, y la primera medida 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 encargado. Telescopio Dwingeloo de 25 metros. 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. En 1959, Louise Volders usó el mismo telescopio para demostrar que la galaxia espiral M33 tampoco gira como se esperaba según la dinámica de Kepler.
Al informar sobre NGC 3115, Jan Oort escribió que "la distribución de la masa en el sistema parece no tener casi ninguna relación con la de la luz... uno encuentra la relación entre la masa y la luz en las partes exteriores de NGC 3115 para ser de unos 250". En la página 302-303 de su artículo de revista, escribió que "El sistema luminoso fuertemente condensado aparece incrustado en una masa grande y más o menos homogénea de gran densidad" y aunque pasó a especular 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.
A finales de la década de 1960 y principios de la de 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 mayor precisión. grado de precisión que nunca antes se había logrado. 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, y que esto implicaba que las masas de las galaxias crecen aproximadamente linealmente con un radio mucho más allá del ubicación de la mayoría de las estrellas (el bulto galáctico). Rubin presentó sus resultados en un artículo influyente en 1980. 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 se encontraron con escepticismo, los resultados de Rubin se confirmaron en las décadas posteriores.
Si se supone que la mecánica newtoniana es correcta, se seguiría que la mayor parte de la masa de la galaxia tendría que estar en el bulto galáctico cerca del centro y que las estrellas y el gas en la porción del disco deberían orbitar el centro a velocidades decrecientes. con 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 confirman esto. Más bien, las curvas no disminuyen en la relación de raíz cuadrada inversa esperada, sino que son "planas", es decir, fuera de la protuberancia 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 con la hipótesis de la existencia de una cantidad sustancial de materia que impregna la galaxia fuera del bulbo central 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.
Perfiles de densidad de halo
Para adaptarse a una curva de rotación plana, el perfil de densidad de una galaxia y sus alrededores debe ser diferente al de una galaxia concentrada en el centro. La versión de Newton de la Tercera Ley de Kepler implica que el perfil de densidad radial esféricamente simétrica ρ(r) es:
- *** *** ()r)=v()r)24π π Gr2()1+2dlog v()r)dlog r){displaystyle rho (r)={frac {v(r)}{4pi Gr^{2}left(1+2~{frac {dlog ~v(r)}{dlog ~r}right)}
donde v(r) es el perfil de velocidad orbital radial y G es la constante gravitacional. Este perfil coincide con las expectativas de un perfil de esfera isotérmica singular donde si v(r) es aproximadamente constante, entonces la densidad ρ ∝ r−2 a algún "radio central" donde la densidad se supone entonces constante. Las observaciones no concuerdan con un perfil tan simple, como informaron Navarro, Frenk y White en un artículo seminal de 1996.
Los autores luego comentaron que una "pendiente logarítmica que cambia suavemente" para una función de perfil de densidad también podría adaptarse a curvas de rotación aproximadamente planas en escalas grandes. Encontraron el famoso perfil de Navarro-Frenk-White, que es consistente tanto con las simulaciones de N-cuerpos como con las observaciones proporcionadas por
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donde la densidad central, ρ0, y el radio de escala, Rs, son parámetros que varían de halo a halo. 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.
Las observaciones de las velocidades de las órbitas en las galaxias espirales sugieren una estructura de masas según:
- v()r)=()rdCCPR CCPR /dr)1/2{displaystyle v(r)=(r,dPhi /dr)}{1/2}
con Φ el potencial gravitacional de la galaxia.
Dado que las observaciones de la rotación de galaxias no coinciden con la distribución esperada de la aplicación de las leyes de Kepler, no coinciden con la distribución de la materia luminosa. 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 conspicuo en cada galaxia en los radios exteriores y entre las galaxias en los menos luminosos.
Una interpretación popular de estas observaciones es que aproximadamente el 26 % de la masa del Universo está compuesta por 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 gravitacional de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Según esta teoría, las galaxias son condensaciones bariónicas de estrellas y gas (a saber, hidrógeno y helio) que se encuentran en el centro de halos mucho más grandes de materia oscura, 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, cinemáticas, 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, en cuanto a su contenido y distribución en relación con los diversos componentes bariónicos de esas galaxias.
Más investigaciones
La dinámica de rotación de las galaxias está bien caracterizada por su posición en la relación de 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 tasa 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 lo tanto, la magnitud de la rotación de la galaxia está relacionada con la masa visible de la galaxia.
Si bien el ajuste preciso de los perfiles de densidad de bulbo, disco y halo es un proceso bastante complicado, es sencillo modelar los observables de las galaxias en rotación a través de esta relación. Por lo tanto, 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 hay una explicación directa de por qué existe la relación de escala observada. Además, investigaciones detalladas de las curvas de rotación de las galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) en la década de 1990 y de su posición en la relación Tully-Fisher mostraron que las galaxias LSB tenían que tener halos de materia oscura más extensos 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 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 las 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. 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 prevista de materia oscura en las regiones más internas de las galaxias se invocan con frecuencia en este contexto.
Alternativas a la materia oscura
Ha habido varios intentos de resolver el problema de la rotación de las galaxias modificando la gravedad sin invocar 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 gravitatoria efectiva. MOND ha tenido un éxito considerable en la predicción de las curvas de rotación de las galaxias de bajo brillo superficial, haciendo coincidir la relación bariónica Tully-Fisher y las dispersiones de velocidad de las pequeñas galaxias satélite del Grupo Local.
Usando datos de la base de datos de Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC), un grupo descubrió que la aceleración radial trazada por las curvas de rotación se podía predecir solo a partir de la distribución bariónica observada (es decir, incluidas las estrellas y el gas, pero no las oscuras). asunto). 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 la contribución de la densidad debida a las estrellas de manera más consistente. Los resultados son consistentes con MOND y ponen límites a las explicaciones alternativas que involucran solo 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 necesidad de invocar nuevas dinámicas (como MOND). 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 reducen a MOND, como la gravedad escalar-tensor-vectorial (TeVeS), la gravedad escalar-tensor-vectorial (STVG), la teoría f(R) de Capozziello y De Laurentis, sin mencionar una versión de la teoría del vacío superfluido basada en la ecuación logarítmica de Schrödinger.
También se propuso un modelo de galaxia 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 para un halo masivo de materia oscura exótica.
Según un análisis de 2020 de los datos producidos por la nave 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, el conjunto completo de ecuaciones Se adopta la teoría de la relatividad general.
En marzo de 2021, Gerson Otto Ludwig publicó un modelo basado en la relatividad general que explica las curvas de rotación de galaxias con gravitoelectromagnetismo.