Curva de rotación de la galaxia

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 el gas visibles en esa galaxia en función de su distancia radial al centro de la misma. Generalmente se representa gráficamente como una gráfica , y los datos observados desde cada lado de una galaxia espiral suelen ser asimétricos, por lo que se promedian para crear la curva. Las curvas experimentales observadas difieren significativamente de la teoría gravitacional aplicada a la materia observada en una galaxia. Las teorías que involucran materia oscura no observable son la principal explicación postulada para esta discrepancia. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Considerando sus distribuciones de masa , no se esperaría que las velocidades de rotación/orbitales de galaxias/estrellas siguieran reglas como la tercera ley de Kepler, que se aplica a sistemas orbitales más pequeños como estrellas/planetas y planetas/lunas con la mayor parte de la 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. Sin embargo, incluso teniendo esto en cuenta, las estimaciones de masa para las galaxias basadas en la luz que emiten son demasiado bajas para explicar las observaciones de velocidad. ^{[ 5 ]}

Aunque la materia oscura es, con mucho, la explicación más aceptada del problema de la rotación, se han propuesto otras teorías . Una de las más destacadas es la dinámica newtoniana modificada (MOND), que implica leyes de gravitación alternativas. ^{[ 6 ]}

Vesto Slipher realizó las primeras mediciones relacionadas con las curvas de rotación de las galaxias en 1914 al observar la galaxia de Andrómeda. ^{[ 7 ]} Slipher observó que las estrellas del lado izquierdo del bulbo galáctico se acercaban a velocidades de alrededor de 320  km/s, más rápido que las del lado derecho, que se movían a unos 280  km/s. Esto sugería que el disco de la galaxia giraba de tal manera que parecía girar hacia nosotros. ^{[ 8 ] [ 7 ]}

En 1918, Francis Pease determinó la velocidad de rotación dentro de la región central de Andrómeda. ^{[ 7 ]} Sus hallazgos fueron representados por la fórmula${\displaystyle \displaystyle V_{c}=-0.48r-316}$, dónde${\displaystyle V_{c}}$es la velocidad circular medida (en km/s) a una distancia${\displaystyle r}$desde el centro del bulbo de Andrómeda. Los resultados indicaron que la parte central de la galaxia rota a una velocidad angular constante. ^{[ 7 ]}

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 materia visible, pero estas mediciones se determinaron más tarde como esencialmente erróneas. ^{[ 9 ]} 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. ^{[ 10 ]} Atribuyó esto a la absorción de luz dentro de la galaxia o a dinámicas modificadas en las porciones exteriores de la espiral y no a ninguna forma de materia faltante. Las mediciones de Babcock resultaron estar en desacuerdo sustancial con las encontradas más tarde, y la primera medición de una curva de rotación extendida en buena concordancia con los datos modernos fue publicada en 1957 por Henk van de Hulst y colaboradores, quienes estudiaron M31 con el radiotelescopio de 25 metros recién puesto en servicio en el Observatorio de Radio Dwingeloo . ^{[ 11 ]} Un artículo complementario de Maarten Schmidt mostró que esta curva de rotación podía ajustarse mediante una distribución de masa aplanada más extensa que la luz. ^{[ 12 ]} En 1959, Louise Volders utilizó el mismo telescopio para demostrar que la galaxia espiral M33 tampoco gira como se esperaría según la dinámica kepleriana . ^{[ 13 ]}

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... se encuentra que la relación de masa a luz en las partes exteriores de NGC 3115 es de aproximadamente 250". ^{[ 14 ]} En las páginas 302-303 de su artículo de revista, escribió que "El sistema luminoso fuertemente condensado parece estar incrustado en una masa grande y más o menos homogénea de gran densidad" y aunque pasó a especular que esta masa podría ser estrellas enanas extremadamente débiles o gas y polvo interestelar, había detectado claramente el halo de materia oscura de esta galaxia.

El telescopio Carnegie (Astrógrafo Doble Carnegie) fue diseñado para estudiar este problema de la rotación galáctica. ^{[ 25 ]}

Oort también investigó el movimiento dentro de la Vía Láctea e intentó determinar las llamadas constantes de Oort , pero no obtuvo valores muy precisos. Gracias a telescopios espaciales como Hipparcos y Gaia, ha sido posible estudiar la rotación de la Vía Láctea con mucha mayor precisión.

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 vistas de canto con un grado de precisión mayor que el alcanzado hasta entonces. ^{[ 26 ]} Junto con su colega Kent Ford , Rubin anunció en una reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense en 1975 el descubrimiento de que la mayoría de las estrellas en las galaxias espirales orbitan aproximadamente a la misma velocidad, ^{[ 27 ]} y que esto implicaba que las masas de las galaxias crecen aproximadamente de forma lineal con el 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. ^{[ 28 ]} Estos resultados sugerían que la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, de forma 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 a lo largo de las décadas siguientes. ^{[ 29 ]}

Si se asume que la mecánica newtoniana es correcta, se deduce que la mayor parte de la masa de la galaxia debe estar en el bulbo galáctico cerca del centro y que las estrellas y el gas en la porción del disco deben 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 galaxias espirales no lo confirman. En cambio, las curvas no disminuyen según la relación inversa de la raíz cuadrada esperada, sino que son "planas", es decir, fuera del bulbo central la velocidad es casi constante (la línea continua en la figura 1). También se observa que las galaxias con una distribución uniforme de materia luminosa tienen una curva de rotación que asciende desde el centro hacia el borde, y la mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) presentan 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 proporción masa-luminosidad del bulbo central. El material responsable de esta masa adicional fue denominado 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 por Fritz Zwicky en sus estudios de las masas de los cúmulos de galaxias .

Si bien las curvas de rotación de galaxias observadas fueron una de las primeras indicaciones de que parte de la masa del universo podría no ser visible, muchas líneas de evidencia diferentes ahora respaldan el concepto de materia oscura fría como la forma dominante de materia en el universo. Entre las líneas de evidencia se encuentran las relaciones masa-luminosidad que son demasiado bajas sin un componente de materia oscura, la cantidad de gas caliente detectada en cúmulos galácticos por astronomía de rayos X , mediciones de la masa de cúmulos con el efecto Sunyaev-Zeldovich y con lentes gravitacionales . ^{[ 30 ] : 368} Los modelos de formación de galaxias se basan en sus halos de materia oscura. ^{[ 31 ]} La existencia de materia oscura fría no bariónica (CDM) es hoy una característica principal del modelo Lambda-CDM que describe la cosmología del universo y coincide con observaciones astrofísicas de alta precisión. ^{[ 32 ] : 25.1.1}

La dinámica rotacional de las galaxias se caracteriza bien por su posición en la relación de Tully-Fisher , que muestra que, para las galaxias espirales, la velocidad de rotación está relacionada de forma única 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 a partir de su posición en el diagrama de Tully-Fisher. A la inversa, conocer la velocidad de rotación 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. ^{[ 34 ]}

Aunque el ajuste preciso de los perfiles de densidad del bulbo, el disco y el halo es un proceso bastante complicado, es sencillo modelar las observables de las galaxias en rotación a través de esta relación. ^{[ 35 ]} Así pues, aunque las simulaciones cosmológicas y de formación de galaxias de última generación de materia oscura con materia bariónica normal incluida pueden coincidir con las observaciones de galaxias, todavía no hay una explicación sencilla de por qué existe la relación de escala observada. ^{[ 36 ] [ 37 ]} Además, las investigaciones detalladas de las curvas de rotación de galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) en la década de 1990 ^{[ 38 ]} y de su posición en la relación de Tully-Fisher ^{[ 39 ]} mostraron que las galaxias LSB tenían que tener halos de materia oscura que son 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 podrían ser la clave para resolver el problema de la formación de estructuras en las galaxias enanas .

El análisis de las partes internas de galaxias de brillo superficial bajo y alto 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 Navarro-Frenk-White creado por ajustes numéricos a perfiles de modelos para halos de materia oscura. ^{[ 40 ] [ 41 ]} Este llamado problema del halo cúspide es un problema persistente para el modelo Lambda-CDM estándar . Los modelos con densidad de materia oscura aproximadamente constante en el núcleo de las galaxias coinciden con las observaciones. ^{[ 42 ] [ 43 ]}

Para acomodar una curva de rotación plana, el perfil de densidad de una galaxia y sus alrededores debe ser diferente al de una galaxia con una concentración central. La versión de Newton de la tercera ley de Kepler implica que el perfil de densidad radial con simetría esférica ρ ( r ) es: $${\displaystyle \rho (r)={\frac {v(r)^{2}}{4\pi Gr^{2}}}\left(1+2~{\frac {d\log v(r)}{d\log r}}\right)}$$ 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 hasta un radio interno del "núcleo" ^, 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 fundamental de 1996. ^{[ 44 ]}

Los autores luego comentaron 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 $${\displaystyle \rho (r)={\frac {\rho _{0}}{{\frac {r}{R_{s}}}\left(1+{\frac {r}{R_{s}}}\right)^{2}}}}$$ donde la densidad central, ρ ₀ , y el radio de escala, R _s , son parámetros que varían de halo a halo. ^{[ 45 ]} 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 halos de materia oscura. ^{[ 46 ] [ 47 ]}

Las observaciones de las velocidades orbitales en las galaxias espirales sugieren una estructura de masa según: $${\displaystyle v(r)=\left(r\,{\frac {d\Phi }{dr}}\right)^{1/2}}$$ donde Φ es el potencial gravitatorio de la galaxia .

Dado que las observaciones de la rotación de las galaxias no coinciden con la distribución esperada según las leyes de Kepler, tampoco coinciden con la distribución de la materia luminosa. ^{[ 28 ]} 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 en las menos luminosas.

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 (principalmente hidrógeno y helio) que se encuentran en el centro de halos mucho mayores de materia oscura, afectados por una inestabilidad gravitatoria causada por fluctuaciones primordiales de densidad.

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, 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, en cuanto a su contenido y distribución en relación con los diversos componentes bariónicos de esas galaxias.

Las curvas de rotación de las galaxias son una predicción importante de los modelos de materia oscura que las leyes de gravedad modificadas pueden explicar sin la hipótesis de la materia oscura. ^{[ 48 ]} Por ejemplo, la dinámica newtoniana modificada (MOND), ^{[ 49 ]} propuesta originalmente por Mordehai Milgrom en 1983, modifica la ley de fuerza newtoniana a bajas aceleraciones para aumentar la atracción gravitatoria efectiva. Desde entonces, se han explorado muchas variaciones del concepto. Estas teorías funcionan bien a escala de galaxias, aunque no sean adecuadas para modelos cosmológicos completos. ^{[ 50 ] : 112}

Mientras que el modelo cosmológico estándar (Lambda-CDM) postula halos de materia oscura para reproducir la curva de rotación de cada galaxia, se ha demostrado que MOND predice con éxito las curvas de rotación de las galaxias, incluidas las llamadas galaxias de bajo brillo superficial que (según el modelo estándar) deberían estar dominadas por materia oscura en todos los radios. ^{[ 51 ]} MOND ha hecho una serie de otras predicciones novedosas, a menudo bastante sorprendentes, que posteriormente se han confirmado. ^{[ 52 ]} Por ejemplo, MOND predice una relación funcional entre la velocidad de rotación asintótica y la masa total (no oscura) de una galaxia,${\displaystyle V={\rm {const.}}\times M^{1/4}}$, la llamada relación bariónica de Tully-Fisher . ^{[ 53 ]} También se ha demostrado que MOND predice correctamente las dispersiones de velocidad internas de las pequeñas galaxias satélite del Grupo Local , ^{[ 54 ]} muchas de las cuales también deberían estar "dominadas por materia oscura" según el modelo estándar.

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 (un efecto denominado "relación de aceleración radial") podría predecirse a partir de la distribución bariónica observada (es decir, incluyendo estrellas y gas, pero no materia oscura). ^{[ 55 ]} Esta denominada relación de aceleración radial (RAR) podría ser fundamental para comprender la dinámica de las galaxias. ^{[ 56 ]} 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 predomina la luz más estable de las gigantes rojas, se utilizó para estimar la contribución de densidad debida a las estrellas de forma más consistente. Los resultados son consistentes con MOND y establecen límites a las explicaciones alternativas que involucran únicamente materia oscura. Las simulaciones cosmológicas dentro de un marco Lambda-CDM producen diferentes relaciones, algunas produciendo un resultado similar al observado ^{[ 57 ]} y otras conduciendo a una relación diferente. ^{[ 58 ]}

Los intentos de modelar la rotación de galaxias basándose en una métrica de relatividad general , mostrando que las curvas de rotación para la Vía Láctea , NGC 3031 , NGC 3198 y NGC 7331 son consistentes con las distribuciones de densidad de masa de la materia visible ^{[ 59 ]} y otros trabajos similares ^{[ 60 ]} han sido cuestionados. ^{[ 61 ]} Las soluciones de las ecuaciones de Einstein en el límite de baja energía para un sistema compuesto de polvo con simetría axial y rotación estacionaria, que sirve como modelo simplificado para una galaxia, exhiben características no newtonianas, como curvas de rotación planas. Estos sistemas rotatorios son objetos puramente relativistas, ya que no tienen un análogo newtoniano. ^{[ 62 ]}

Según análisis recientes 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 , se adopta el conjunto completo de ecuaciones de la relatividad general . ^{[ 63 ] [ 64 ]}

• Lista de problemas sin resolver en física
• Espectroscopia de rendija larga
• Teoría gravitacional no simétrica

• Kuijken K.; Gilmore G. (1989). "La distribución de masa en el disco galáctico – III. La densidad de masa volumétrica local" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 239 (2): 651– 664. Bibcode : 1989MNRAS.239..651K . doi : 10.1093/mnras/239.2.651 .Informe de investigación primaria que analiza el límite de Oort y cita el estudio original de Oort de 1932.
• Begeman, KG; Broeils, AH; Sanders, RH (1991). "Curvas de rotación extendidas de galaxias espirales: halos oscuros y dinámica modificada" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 249 (3): 523– 537. Bibcode : 1991MNRAS.249..523B . doi : 10.1093/mnras/249.3.523 .Este análisis de datos de 1991 concluye que "MOND es actualmente la mejor descripción fenomenológica de la sistemática de la discrepancia en las galaxias".

• Astronomía Galáctica , Dmitri Mihalas y Paul McRae . WH Freeman, 1968.

• Bergstrom, Lars (2009). "Candidatos a materia oscura". New Journal of Physics . 11 (10) 105006. arXiv : 0903.4849 . Bibcode : 2009NJPh...11j5006B . doi : 10.1088/1367-2630/11/10/105006 . S2CID 204020148 . 
• El caso contra la materia oscura . Sobre el enfoque de Erik Verlinde ante el problema. (Noviembre de 2016)