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Dinámica newtoniana modificada

Problema sin resolver en física ¿Cuál es la naturaleza de la materia oscura ? ¿Es una partícula , o los fenómenos atribuidos a la materia oscura requieren realmente una modifica...

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Problema sin resolver en física
  • ¿Cuál es la naturaleza de la materia oscura ? ¿Es una partícula , o los fenómenos atribuidos a la materia oscura requieren realmente una modificación de las leyes de la gravedad?
Más problemas sin resolver en física
MOND fue propuesto por Mordehai Milgrom en 1983.

La dinámica newtoniana modificada ( MOND ) es una teoría que propone una modificación de las leyes de Newton para explicar las propiedades observadas en las galaxias . Modificar la ley de gravitación de Newton da como resultado una gravedad modificada , mientras que modificar la segunda ley de Newton da como resultado una inercia modificada . Esta última ha recibido poca atención en comparación con la versión de gravedad modificada. Su principal motivación es explicar las curvas de rotación de las galaxias sin recurrir a la materia oscura , y es una de las teorías más conocidas de esta clase.

Historia

MOND fue desarrollado en 1982 y presentado en 1983 por el físico israelí Mordehai Milgrom . [ 1 ] [ 2 ] Milgrom observó que los datos de la curva de rotación de las galaxias, que parecían mostrar que las galaxias contienen más materia de la observada, también podrían explicarse si la fuerza gravitatoria experimentada por una estrella en las regiones exteriores de una galaxia decae más lentamente de lo predicho por la ley de gravedad de Newton. MOND modifica las leyes de Newton para aceleraciones extremadamente pequeñas, que son comunes en galaxias y cúmulos de galaxias. Esto proporciona un buen ajuste a los datos de la curva de rotación de las galaxias, al tiempo que deja intacta la dinámica del Sistema Solar con su fuerte campo gravitatorio. [ 3 ] Sin embargo, la teoría predice que el campo gravitatorio de la galaxia podría influir en las órbitas de los objetos del Cinturón de Kuiper a través del efecto de campo externo , que es único de MOND. [ 4 ]

Desde la propuesta original de Milgrom, MOND ha tenido algunos éxitos. Es capaz de explicar varias observaciones en la dinámica de las galaxias, [ 5 ] [ 6 ] varias de las cuales pueden ser difíciles de explicar para Lambda-CDM. [ 7 ] [ 8 ] Sin embargo, MOND tiene dificultades para explicar una serie de otras observaciones, como los picos acústicos del fondo cósmico de microondas y el espectro de potencia de la materia de la estructura a gran escala del universo . Además, debido a que MOND no es una teoría relativista, tiene dificultades para explicar efectos relativistas como la lente gravitacional y las ondas gravitacionales . Finalmente, una debilidad importante de MOND es que todos los cúmulos de galaxias, incluido el famoso Cúmulo Bala , muestran una discrepancia de masa residual incluso cuando se analizan usando MOND. Como resultado, no ha obtenido una aceptación generalizada. [ 5 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]

En 2004, Jacob Bekenstein desarrolló una generalización relativista de MOND, TeVeS , que, sin embargo, presentaba sus propios problemas. Otro intento notable fue el de Constantinos Skordis y Tom Złośnik en 2021, quienes propusieron un modelo relativista de MOND compatible con las observaciones del fondo cósmico de microondas; este modelo requiere múltiples campos adicionales (lo que reduce su elegancia) y aún no logra reproducir el efecto de lente gravitacional observado. [ 12 ] [ 14 ]

Concepto

Problema de masa faltante

Curva de rotación de la galaxia espiral UCG11455. [ 15 ] [ 16 ] La rotación observada se muestra como puntos de datos. La rotación esperada a partir de materia ordinaria se muestra con líneas. La diferencia puede explicarse por la presencia de materia oscura o por una mecánica newtoniana modificada.

Varias observaciones independientes sugieren que la masa visible en galaxias y cúmulos de galaxias es insuficiente para explicar su dinámica, cuando se analiza utilizando las leyes de Newton. Esta discrepancia —conocida como el «problema de la masa faltante»— fue identificada por varios observadores , en particular por el astrónomo suizo Fritz Zwicky en 1933 a través de su estudio del cúmulo de Coma . [ 17 ] [ 18 ] Posteriormente, esto se extendió para incluir galaxias espirales con el trabajo de Horace Babcock en Andrómeda en 1939. [ 19 ]

Estos primeros estudios fueron ampliados y presentados a la comunidad astronómica en las décadas de 1960 y 1970 por el trabajo de Vera Rubin , quien mapeó en detalle las velocidades de rotación de las estrellas en una gran muestra de espirales. Si bien las leyes de Newton predicen que las velocidades de rotación estelar deberían disminuir con la distancia al centro galáctico, Rubin y sus colaboradores encontraron en cambio que permanecen casi constantes [ 20 ] ; se dice que las curvas de rotación son "planas". Esta observación requiere una de las siguientes: [ 5 ]

  1. En las galaxias existen grandes cantidades de materia invisible que aumentan las velocidades de las estrellas más allá de lo que se esperaría solo de la masa visible, o
  2. Una de las leyes de Newton no se aplica a las galaxias.

La primera opción conduce a la hipótesis de la materia oscura; la segunda opción conduce a teorías alternativas de la gravitación como MOND.

MOND se propuso en 1983 y desde entonces ha sido revisado significativamente. En 2004, Jacob Bekenstein produjo una versión relativistamente correcta, TeVeS, que añade dos campos adicionales y tres parámetros libres a la relatividad general. [ 21 ] El ΛCDM, que incorpora materia oscura, y MOND, que incorpora gravedad alternativa, tienen diferentes ámbitos de éxito. A gran escala, en cosmología, cúmulos de galaxias y formación de galaxias , el ΛCDM ha tenido mucho éxito. MOND es capaz de describir observaciones astronómicas a escala galáctica, pero falla como modelo para cosmología. [ 5 ] [ 22 ]

Ley de Milgrom

Este diagrama muestra la ley de Milgrom y cómo diverge de la gravedad newtoniana a bajas aceleraciones.

La premisa básica de MOND es que, si bien las leyes de Newton se han probado exhaustivamente en entornos de alta aceleración (en el Sistema Solar y en la Tierra), no se han verificado para entornos con aceleración extremadamente baja, como las órbitas en las regiones exteriores de las galaxias. Esto llevó a Milgrom a postular una nueva ley de fuerza gravitatoria efectiva que relaciona la aceleración real de un objeto con la aceleración que se predeciría para él según la mecánica newtoniana. [ 1 ] Esta ley, la piedra angular de MOND, se elige para reproducir el resultado newtoniano a alta aceleración, pero conduce a un comportamiento diferente ("deep-MOND") a baja aceleración:

Aquí F N es la fuerza newtoniana, m es la masa (gravitacional) del objeto , a es su aceleración, μ ( x ) es una función aún no especificada (llamada función de interpolación ), y a 0 es una nueva constante fundamental que marca la transición entre los regímenes newtoniano y MOND profundo. La concordancia con la mecánica newtoniana requiere

μ(incógnita)⟶1 para incógnita≫1 ,{\displaystyle {\begin{aligned}\mu (x)\longrightarrow 1&&{\text{ para }}x\gg 1\end{aligned}}~,}

y la coherencia con las observaciones astronómicas requiere

μ(incógnita)⟶incógnita para incógnita≪1 .{\displaystyle {\begin{aligned}\mu (x)\longrightarrow x&&{\text{ para }}x\ll 1\end{aligned}}~.}

Más allá de estos límites, la hipótesis no especifica la función de interpolación.

La ley de Milgrom puede interpretarse de dos maneras:

  • Inercia modificada: Una posibilidad es tratarla como una modificación de la segunda ley de Newton , de modo que la fuerza sobre un objeto no sea proporcional a la aceleración de la partícula a sino más bien aμ(aa0)a.{\textstyle \mu \left({\frac {a}{a_{0}}}\right)a.}En este caso, la dinámica modificada se aplicaría no solo a los fenómenos gravitacionales, sino también a los generados por otras fuerzas , por ejemplo, el electromagnetismo . [ 23 ] Esta interpretación es desfavorecida experimentalmente por experimentos de laboratorio. [ 24 ]
  • Gravedad modificada: Alternativamente, la ley de Milgrom puede considerarse como una modificación de la ley de gravitación universal de Newton , de modo que la verdadera fuerza gravitatoria sobre un objeto de masa m debido a otro de masa M es aproximadamente de la formaGRAMOMETROmetroν(a0a)r2.{\textstyle {\frac {GMm}{\nu \left({\frac {a_{0}}{a}}\right)r^{2}}}.}En esta interpretación, la modificación de Milgrom se aplicaría exclusivamente a los fenómenos gravitacionales. Esta interpretación ha recibido más atención que la otra.

La ley de Milgrom establece que para aceleraciones menores que a 0 las aceleraciones se alejan cada vez más de la relación newtoniana estándar M · G / r 2 de masa y distancia, donde la fuerza gravitatoria es linealmente proporcional a la masa y al inverso del cuadrado de la distancia. En cambio, la teoría sostiene que el campo gravitatorio por debajo del valor a 0 , aumenta con la raíz cuadrada de la masa y disminuye linealmente con la distancia . Siempre que el campo gravitatorio sea mayor que a 0 , ya sea cerca del centro de una galaxia o un objeto cerca o en la Tierra, MOND produce dinámicas que son casi indistinguibles de las de la gravedad newtoniana. Por ejemplo, si la aceleración gravitatoria es igual a a 0 a una distancia de una masa, a diez veces esa distancia, la gravedad newtoniana predice una disminución de cien veces en la gravedad, mientras que MOND predice solo una reducción de diez veces. En 1991 Begeman et al. Se encontró que a 0 ≈ 1,2 × 10 − 10  m/s 2 era óptimo ajustando la ley de Milgrom a los datos de la curva de rotación. [ 25 ] El valor de la constante de aceleración de Milgrom no ha variado significativamente desde entonces. [ 26 ] [ 27 ] [ 28 ] [ 29 ] El valor de a 0 también establece la distancia desde una masa en la que divergen la dinámica newtoniana y MOND.

La ley de Milgrom, por sí sola, no es una teoría física completa y autónoma , sino más bien una variante empíricamente motivada de una ecuación de la mecánica clásica. Su estatus dentro de una hipótesis no relativista coherente de MOND es similar al de la tercera ley de Kepler en la mecánica newtoniana. La ley de Milgrom proporciona una descripción concisa de los hechos observacionales, pero debe fundamentarse en una teoría de campos adecuada. Se han propuesto varias hipótesis clásicas completas (típicamente en el marco de la "gravedad modificada" en contraposición a la "inercia modificada"). Estas generalmente dan como resultado la ley de Milgrom con exactitud en situaciones de alta simetría y, en otros casos, se desvían ligeramente de ella. Para MOND como gravedad modificada, existen dos teorías de campos completas llamadas AQUAL y QUMOND . Un subconjunto de estas hipótesis no relativistas se ha integrado aún más en teorías relativistas, que son capaces de establecer contacto con fenómenos no clásicos (por ejemplo, lentes gravitacionales ) y cosmología . [ 30 ] Distinguir tanto teórica como observacionalmente entre estas alternativas es un tema de investigación actual.

Función de interpolación

La ley de Milgrom utiliza una función de interpolación para unir sus dos límites. Representa un algoritmo simple para convertir aceleraciones gravitacionales newtonianas en aceleraciones cinemáticas observadas y viceversa. Se han propuesto muchas funciones en la literatura, aunque actualmente no existe una única función de interpolación que satisfaga todas las restricciones. [ 31 ] Dos opciones comunes son la "función de interpolación simple" y la "función de interpolación estándar". [ 30 ] Cada una tiene unaμ{\displaystyle \mu }y unν{\displaystyle \nu }dirección para convertir el campo gravitatorio de Milgrom en newtoniano y viceversa de tal manera que:

anorte=μ(aMETROa0)aMETRO ,{\displaystyle a_{N}=\mu \left({\frac {a_{M}}{a_{0}}}\right)a_{M}~,}
aMETRO=ν(a0anorte)anorte .{\displaystyle a_{M}=\nu \left({\frac {a_{0}}{a_{N}}}\right)a_{N}~.}

La función de interpolación simple es:

μ(aMETROa0)=aMETROa01+aMETROa0 ,{\displaystyle \mu \left({\frac {a_{M}}{a_{0}}}\right)={\frac {\frac {a_{M}}{a_{0}}}{1+{\frac {a_{M}}{a_{0}}}}}~,}
ν(a0anorte)=12(1+1+4a0anorte) .{\displaystyle \nu \left({\frac {a_{0}}{a_{N}}}\right)={\frac {1}{2}}\left(1+{\sqrt {1+{\frac {4a_{0}}{a_{N}}}}}\right)~.}

La función de interpolación estándar es:

μ(aMETROa0)=aMETROa01+(aMETROa0)2  ,{\displaystyle \mu \left({\frac {a_{M}}{a_{0}}}\right)={\frac {\frac {a_{M}}{a_{0}}}{{\sqrt {1+\left({\frac {a_{M}}{a_{0}}}\right)^{2}}}~}}~,}
ν(a0anorte)=121+1+4(a0anorte)2 .{\displaystyle \nu \left({\frac {a_{0}}{a_{N}}}\right)={\frac {1}{\sqrt {2}}}{\sqrt {1+{\sqrt {1+4\left({\frac {a_{0}}{a_{N}}}\right)^{2}}}}}~.}

Por lo tanto, en el régimen MOND profundo ( a ≪ a 0 ):

Fnorte=metroa2a0 .{\displaystyle F_{\text{N}}=m{\frac {\,a^{2}\,}{\,a_{0}\,}}~.}

Los datos de galaxias espirales y elípticas favorecen la función de interpolación simple, [ 32 ] [ 33 ] mientras que los datos de medición láser lunar y los datos de seguimiento por radio de la nave espacial Cassini hacia Saturno requieren funciones de interpolación que converjan a la gravedad newtoniana más rápidamente. [ 31 ] [ 34 ]

Efecto de campo externo

En mecánica newtoniana, la aceleración de un objeto se puede calcular como la suma vectorial de las aceleraciones debidas a cada una de las fuerzas individuales que actúan sobre él. Esto significa que un subsistema puede desacoplarse del sistema mayor en el que está integrado simplemente referiendo el movimiento de sus partículas constituyentes a su centro de masa; en otras palabras, la influencia del sistema mayor es irrelevante para la dinámica interna del subsistema. Dado que la ley de Milgrom no es lineal en la aceleración, los subsistemas MONDianos no pueden desacoplarse de su entorno de esta manera, y en ciertas situaciones esto conduce a un comportamiento sin paralelo newtoniano. Esto se conoce como el "efecto de campo externo" (EFE), [ 1 ] para el cual existe evidencia observacional. [ 35 ]

El efecto del campo externo se describe mejor clasificando los sistemas físicos según sus valores relativos de a in (la aceleración característica de un objeto dentro de un subsistema debido a la influencia de otro), a ex (la aceleración de todo el subsistema debido a las fuerzas ejercidas por objetos fuera de él) y a 0 :

Los cuatro límites diferentes de MOND (Dinámica Newtoniana Modificada). La línea negra que conecta el primer y el segundo régimen es la función de interpolación simple. El régimen cuasi-newtoniano puede seguir cualquier línea paralela a las verdes entre los límites de MOND profundo y newtoniano forzado, dependiendo de la intensidad del campo externo. [ 36 ]
  • ainorte>a0{\displaystyle a_{\mathrm {in} }>a_{0}} : régimen newtoniano
  • amiincógnita<ainorte<a0{\displaystyle a_{\mathrm {ex} }<a_{\mathrm {in} }<a_{0}} : Régimen Deep-MOND
  • ainorte<a0<amiincógnita{\displaystyle a_{\mathrm {in} }<a_{0}<a_{\mathrm {ex} }} : El campo externo es dominante y el comportamiento del sistema es newtoniano.
  • ainorte<amiincógnita<a0{\displaystyle a_{\mathrm {in} }<a_{\mathrm {ex} }<a_{0}} El campo externo es mayor que la aceleración interna del sistema, pero ambos son menores que el valor crítico. En este caso, la dinámica es newtoniana, pero el valor efectivo de G se incrementa por un factor de a 0 / a ex . [ 37 ]

El efecto del campo externo implica una ruptura fundamental con el principio de equivalencia fuerte (pero no con el principio de equivalencia débil que requiere el lagrangiano [ 2 ] [ 38 ] ). Milgrom postuló este efecto en el primero de sus artículos de 1983 para explicar por qué se observó que algunos cúmulos abiertos no presentaban discrepancias de masa a pesar de que sus aceleraciones internas eran inferiores a a 0. Desde entonces, se ha reconocido como un elemento crucial del paradigma MOND.

La dependencia en MOND de la dinámica interna de un sistema respecto de su entorno externo (en principio, el resto del universo ) recuerda mucho al principio de Mach y puede sugerir una estructura más fundamental subyacente a la ley de Milgrom. En este sentido, Milgrom ha comentado: [ 39 ]

Desde hace tiempo se sospecha que la dinámica local está fuertemente influenciada por el universo en su conjunto, según el principio de Mach, pero MOND parece ser el primero en aportar pruebas concretas de dicha conexión. Esta podría ser la implicación más fundamental de MOND, más allá de la modificación que supone para la dinámica newtoniana y la relatividad general, e incluso más allá de la eliminación de la materia oscura.

Teorías completas de MOND

La ley de Milgrom requiere ser incorporada a una hipótesis completa para satisfacer las leyes de conservación y proporcionar una solución única para la evolución temporal de cualquier sistema físico. [ 40 ] Cada una de las teorías descritas aquí se reduce a la ley de Milgrom en situaciones de alta simetría, pero produce un comportamiento diferente en detalle.

Tanto AQUAL como QUMOND proponen cambios en la parte gravitacional de la acción clásica de la materia, interpretando así la ley de Milgrom como una modificación de la gravedad newtoniana en contraposición a la segunda ley de Newton. La alternativa consiste en transformar el término cinético de la acción en un funcional que dependa de la trayectoria de la partícula. Sin embargo, estas teorías de "inercia modificada" son difíciles de usar porque no son locales en el tiempo, requieren que la energía y el momento se redefinan de forma no trivial para conservarse, y sus predicciones dependen de la totalidad de la órbita de la partícula. [ 30 ]

IGUAL

La primera hipótesis de MOND (denominada AQUAL, por "Lagrangiano Cuadrático") fue construida en 1984 por Milgrom y Jacob Bekenstein . [ 2 ] AQUAL genera un comportamiento MONDiano modificando el término gravitacional en el lagrangiano clásico , pasando de ser cuadrático en el gradiente del potencial newtoniano a una función más general F. Esta función F se reduce a laμ{\displaystyle \mu }-versión de la función de interpolación después de variar el sobreϕ{\displaystyle \phi }Utilizando el principio de mínima acción . En la gravedad newtoniana y en AQUAL, los lagrangianos son:

LNewton=−18πGRAMO⋅‖∇ϕ‖2LIGUAL=−18πGRAMO⋅a02F(‖∇ϕ‖2a02),con μ(incógnita)=dF(incógnita2)dincógnita.{\displaystyle {\begin{aligned}{\mathcal {L}}_{\text{Newton}}&=-{\frac {1}{8\pi G}}\cdot \|\nabla \phi \|^{2}\\[6pt]{\mathcal {L}}_{\text{AQUAL}}&=-{\frac {1}{8\pi G}}\cdot a_{0}^{2}F\left({\tfrac {\|\nabla \phi \|^{2}}{a_{0}^{2}}}\right),\qquad {\text{with }}\quad \mu (x)={\frac {dF(x^{2})}{dx}}.\end{aligned}}}

dónde ϕ{\displaystyle \phi }es el potencial gravitatorio newtoniano estándar y F es una nueva función adimensional. Aplicando las ecuaciones de Euler-Lagrange de la manera estándar se obtiene una generalización no lineal de la ecuación de Newton-Poisson :

∇⋅[μ(‖∇ϕ‖a0)∇ϕ]=4πGRAMOρ{\displaystyle \nabla \cdot \left[\mu \left({\frac {\left\|\nabla \phi \right\|}{a_{0}}}\right)\nabla \phi \right]=4\pi G\rho }

Esto se puede resolver dadas las condiciones de contorno adecuadas y la elección de F para obtener la ley de Milgrom (salvo una corrección de campo rotacional que se anula en situaciones de alta simetría). AQUAL utiliza laμ{\displaystyle \mu }-versión de la función de interpolación elegida.

QUMOND

Una forma alternativa de modificar el término gravitacional en el lagrangiano es introducir una distinción entre el campo de aceleración verdadero (MONDiano) a y el campo de aceleración newtoniano a N . El lagrangiano puede construirse de manera que a N satisfaga la ecuación usual de Newton-Poisson, y luego se utiliza para encontrar a a través de un paso algebraico adicional pero no lineal, que se elige para satisfacer la ley de Milgrom. Esto se denomina la "formulación cuasilineal de MOND", o QUMOND, [ 38 ] y es particularmente útil para calcular la distribución de materia oscura "fantasma" que se inferiría de un análisis newtoniano de una situación física dada. [ 30 ] QUMOND se ha convertido en la teoría de campo MOND dominante desde que se formuló por primera vez en 2010 porque es mucho más amigable computacionalmente y puede ser más intuitiva para aquellos que han trabajado en simulaciones numéricas de gravedad newtoniana. [ 36 ] QUMOND utiliza laν{\displaystyle \nu }-versión de la función de interpolación elegida. QUMOND y AQUAL se pueden derivar una de la otra mediante una transformación de Legendre. [ 41 ] El lagrangiano de QUMOND es:

LQUMOND=12ρv2−ρϕ−18πGRAMO(2∇ϕ⋅∇ϕnorte−a02Q((a0/∇ϕnorte)2)){\displaystyle {\begin{aligned}{\mathcal {L}}_{\text{QUMOND}}={\frac {1}{2}}\rho v^{2}-\rho \phi -{\frac {1}{8\pi G}}\left(2\nabla \phi \cdot \nabla \phi _{N}-a_{0}^{2}Q\left((a_{0}/\nabla \phi _{N})^{2}\right)\right)\end{aligned}}}

Dado que este lagrangiano no depende explícitamente del tiempo y es invariante bajo traslaciones espaciales, esto significa que la energía y el momento se conservan según el teorema de Noether . Variando sobre r se obtienemetroa=metrogramo{\displaystyle ma=mg}demostrando que el principio de equivalencia débil siempre se aplica en QUMOND. Sin embargo, dado queϕ{\displaystyle \phi }yϕnorte{\displaystyle \phi _{N}}no son idénticos y están relacionados de forma no lineal, lo que significa que debe violarse el principio de equivalencia fuerte . Esto puede observarse midiendo el efecto del campo externo. Además, al variar sobreϕ{\displaystyle \phi }Obtenemos la siguiente ecuación de Newton-Poisson, familiar de la gravedad newtoniana, pero ahora con un subíndice para indicar que en QUMOND esta ecuación determina el campo gravitatorio auxiliar.ϕnorte{\displaystyle \phi _{N}}: [ 38 ]

∇2ϕnorte=4πGRAMOρ.{\displaystyle \nabla ^{2}\phi _{N}=4\pi G\rho .}

Finalmente, al variar el lagrangiano de QUMOND con respecto aϕnorte{\displaystyle \phi _{N}}obtenemos la ecuación de campo de QUMOND: [ 38 ]

∇2ϕ=∇⋅[ν(a0‖∇ϕnorte‖)∇ϕnorte]{\displaystyle \nabla ^{2}\phi =\nabla \cdot \left[\nu \left({\frac {a_{0}}{\left\|\nabla \phi _{N}\right\|}}\right)\nabla \phi _{N}\right]}

Estas dos ecuaciones de campo se pueden resolver numéricamente para cualquier distribución de materia con solucionadores numéricos como Phantom of RAMSES (POR). [ 42 ]

Evidencia observacional de MOND

Distribución de sistemas astronómicos en el diagrama de espacio de fases o gravedad, trazado por X. Hernández [ 43 ]

Dado que MOND fue diseñado específicamente para producir curvas de rotación planas, estas no constituyen evidencia de la hipótesis, pero cada observación coincidente sí respalda la ley empírica en la que se basa MOND. Sin embargo, sus defensores afirman que una amplia gama de fenómenos astrofísicos a escala galáctica se explican perfectamente dentro del marco de MOND. [ 30 ] [ 44 ] Muchos de estos fenómenos salieron a la luz después de la publicación de los trabajos originales de Milgrom y son difíciles de explicar utilizando la hipótesis de la materia oscura. Los más destacados son los siguientes:

Curvas de rotación

La relación bariónica de Tully-Fisher. Datos recopilados de diversas fuentes. [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 15 ] [ 49 ]
  • Además de demostrar que las curvas de rotación en MOND son planas, la ecuación 2 proporciona una relación concreta entre la masa bariónica total de una galaxia (la suma de su masa en estrellas y gas) y su velocidad de rotación asintótica. Esta relación predicha fue denominada relación masa-velocidad asintótica (MASSR) por Milgrom; su manifestación observacional se conoce como la relación bariónica de Tully-Fisher (BTFR), [ 50 ] y se ha encontrado que se ajusta bastante bien a la predicción de MOND. [ 51 ] Esta relación se deriva del límite Deep-MOND de la siguiente manera: [ 30 ]
  • La ley de Milgrom especifica completamente la curva de rotación de una galaxia conociendo únicamente la distribución de su masa bariónica. En particular, MOND predice una correlación mucho más fuerte entre las características de la distribución de masa bariónica y las de la curva de rotación que la hipótesis de la materia oscura (ya que la materia oscura domina el presupuesto de masa de la galaxia y se supone convencionalmente que no sigue de cerca la distribución de bariones). Se afirma que esta estrecha correlación se observa en varias galaxias espirales, un hecho conocido como la "regla de Renzo". [ 30 ]
  • Dado que MOND modifica la dinámica newtoniana de forma dependiente de la aceleración, predice una relación específica entre la aceleración de una estrella a cualquier radio del centro de una galaxia y la cantidad de masa no visible (materia oscura) dentro de ese radio que se inferiría en un análisis newtoniano. Esto se conoce como la relación discrepancia de masa-aceleración y se ha medido observacionalmente. [ 52 ] [ 53 ] Un aspecto de la predicción de MOND es que la masa de la materia oscura inferida tiende a cero cuando la aceleración centrípeta estelar se vuelve mayor que a 0 , donde MOND vuelve a la mecánica newtoniana. En una hipótesis de materia oscura, es un desafío comprender por qué esta masa debería correlacionarse tan estrechamente con la aceleración y por qué parece haber una aceleración crítica por encima de la cual no se requiere materia oscura. [ 5 ]
  • Las galaxias particularmente masivas se encuentran dentro del régimen newtoniano ( a > a₀ ) hasta radios que encierran la gran mayoría de su masa bariónica. En estos radios, MOND predice que la curva de rotación debería caer como 1/ r , de acuerdo con las leyes de Kepler . En contraste, desde la perspectiva de la materia oscura, se esperaría que el halo aumentara significativamente la velocidad de rotación y la hiciera tender asintóticamente a un valor constante, como en las galaxias menos masivas. Las observaciones de galaxias elípticas de alta masa corroboran la predicción de MOND. [ 54 ] [ 55 ]
  • En 2020, un grupo de astrónomos que analizaban datos de la muestra de Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC) junto con estimaciones del campo gravitatorio externo a gran escala de un catálogo de galaxias de todo el cielo, concluyeron que había evidencia estadísticamente muy significativa de violaciones del principio de equivalencia fuerte en campos gravitatorios débiles en las proximidades de galaxias con soporte rotacional. [ 35 ] Observaron un efecto consistente con el efecto del campo externo de la dinámica newtoniana modificada e inconsistente con los efectos de marea en el modelo Lambda-CDM basado en materia oscura .
  • En 2023, un estudio afirmó que la materia oscura fría no puede explicar las partes internas de las curvas de rotación galáctica, mientras que MOND sí puede. [ 56 ]

Galaxias enanas

  • Trabajos recientes han demostrado que muchas de las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y Andrómeda se ubican preferentemente en un solo plano y tienen movimientos correlacionados. Esto sugiere que podrían haberse formado durante un encuentro cercano con otra galaxia y, por lo tanto, son galaxias enanas de marea. De ser así, la presencia de discrepancias de masa en estos sistemas constituye evidencia de MOND. Además, se ha afirmado que se requiere una fuerza gravitacional más fuerte que la de Newton (como la de Milgrom) para que estas galaxias mantengan sus órbitas a lo largo del tiempo. [ 57 ] Centaurus A tiene un plano similar de galaxias enanas a su alrededor, lo cual representa un desafío para LCDM, que espera halos uniformes de galaxias enanas. [ 8 ]
  • En MOND, todos los objetos aislados ligados gravitacionalmente con a < a 0 que se encuentran en equilibrio —independientemente de su origen— deberían presentar una discrepancia de masa al ser analizados mediante mecánica newtoniana, y deberían estar sobre la BTFR. Bajo la hipótesis de la materia oscura, se espera que los objetos formados a partir de material bariónico eyectado durante la fusión o interacción de marea de dos galaxias (" galaxias enanas de marea ") carezcan de materia oscura y, por lo tanto, no muestren discrepancias de masa. Tres objetos identificados inequívocamente como galaxias enanas de marea parecen tener discrepancias de masa que concuerdan con la predicción de MOND. [ 58 ] [ 59 ] [ 60 ]
  • En un estudio publicado en 2022 sobre galaxias enanas del catálogo Fornax Deep Survey (FDS), un grupo de astrónomos y físicos concluyen que "las deformaciones observadas de las galaxias enanas en el cúmulo de Fornax y la falta de galaxias enanas de bajo brillo superficial hacia su centro son incompatibles con las expectativas de ΛCDM, pero son muy consistentes con MOND". [ 61 ]

Lentes gravitacionales

Curva de rotación de lente débil. [ 62 ]
  • El débil efecto de lente gravitacional alrededor de galaxias espirales y elípticas aisladas confirma que el campo gravitacional de dichas galaxias sigue la ley de Milgrom. [ 63 ] [ 64 ] Esto corresponde a curvas de rotación planas hasta distancias de 1 Mpc. [ 62 ]
  • El fuerte efecto de lente gravitacional utilizando anillos de Einstein también parece confirmar la predicción de MOND para la relación entre la discrepancia de masa y la aceleración. [ 65 ]

Otro

  • Tanto MOND como los halos de materia oscura estabilizan las galaxias de disco, ayudándolas a conservar su estructura sostenida por rotación y evitando su transformación en galaxias elípticas . En MOND, esta estabilidad adicional solo está disponible para regiones de galaxias dentro del régimen MOND profundo (es decir, con a < a 0 ), lo que sugiere que las espirales con a > a 0 en sus regiones centrales deberían ser propensas a inestabilidades y, por lo tanto, menos propensas a sobrevivir hasta nuestros días. [ 66 ] Esto puede explicar el " límite de Freeman " para la densidad de masa superficial central observada de las galaxias espirales, que es aproximadamente a 0 / G . [ 67 ] Esta escala debe introducirse manualmente en los modelos de formación de galaxias basados ​​en materia oscura. [ 68 ]
  • Las barras galácticas en las galaxias barradas presentan discrepancias con las simulaciones de materia oscura, ya que son demasiado pronunciadas y rotan demasiado rápido, aunque coinciden con los cálculos basados ​​en MOND. [ 69 ] [ 70 ]
  • En 2022, Kroupa et al. publicaron un estudio de cúmulos estelares abiertos, argumentando que la asimetría en la población de colas de marea delanteras y traseras, y la vida útil observada de estos cúmulos, son inconsistentes con la dinámica newtoniana pero consistentes con MOND. [ 71 ] [ 72 ]
  • En 2023, un estudio midió la aceleración de 26.615 binarias amplias dentro de 200 pársecs. El estudio mostró que aquellas binarias con aceleraciones menores a 1  nm/s² se desvían sistemáticamente de la dinámica newtoniana, pero se ajustan a las predicciones de MOND, específicamente a AQUAL . [ 73 ] Los resultados son controvertidos, ya que algunos autores argumentan que la detección se debe a controles de calidad deficientes, [ 74 ] mientras que los autores originales afirmaron que los controles de calidad añadidos no afectan significativamente los resultados. [ 75 ]
  • En 2024, un estudio afirmó que las primeras galaxias del universo se formaron y crecieron demasiado rápido para que el modelo Lambda-CDM pudiera explicarlas, pero MOND predice un crecimiento tan rápido. [ 76 ]

Respuestas y críticas

Explicación de la materia oscura

Si bien reconocen que la ley de Milgrom proporciona una descripción concisa y precisa de una variedad de fenómenos galácticos, muchos físicos rechazan la idea de que la dinámica clásica en sí misma deba modificarse y, en cambio, intentan explicar el éxito de la ley haciendo referencia al comportamiento de la materia oscura. Se ha hecho algún esfuerzo por establecer la presencia de una escala de aceleración característica como consecuencia natural del comportamiento de los halos de materia oscura fría, [ 77 ] [ 78 ] aunque Milgrom ha argumentado que tales argumentos explican solo un pequeño subconjunto de fenómenos MOND . [ 79 ] Una propuesta alternativa es modificar ad hoc las propiedades de la materia oscura (por ejemplo, para hacer que interactúe fuertemente consigo misma o con bariones) para inducir el acoplamiento fuerte entre la masa bariónica y la de materia oscura que señalan las observaciones. [ 80 ] [ 81 ] Finalmente, algunos investigadores sugieren que explicar el éxito empírico de la ley de Milgrom requiere una ruptura más radical con los supuestos convencionales sobre la naturaleza de la materia oscura. Una idea (denominada "materia oscura dipolar") consiste en hacer que la materia oscura sea gravitacionalmente polarizable por la materia ordinaria y que esta polarización mejore la atracción gravitacional entre los bariones. [ 82 ]

Problemas pendientes para MOND

Algunas galaxias ultra difusas , como NGC 1052-DF2 , parecían originalmente estar libres de materia oscura. Si este fuera el caso, habría planteado un problema para MOND porque no puede explicar las curvas de rotación. [ a ] ​​Sin embargo, investigaciones posteriores mostraron que las galaxias estaban a una distancia diferente de lo que se pensaba anteriormente, dejando a las galaxias con mucho espacio para la materia oscura. [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] La idea de que un solo valor de a 0 puede ajustar todas las curvas de rotación de las diferentes galaxias también ha sido criticada, [ 86 ] [ 87 ] aunque este hallazgo es discutido. [ 88 ] [ 89 ] También se ha afirmado que MOND ofrece un ajuste deficiente tanto a la densidad de columna de HI como al tamaño de los absorbedores de Lyα . [ 90 ] Las versiones de inercia modificada de MOND han sufrido durante mucho tiempo una mala compatibilidad teórica con principios físicos establecidos desde hace mucho tiempo, como las leyes de conservación. Los investigadores que trabajan en MOND generalmente no lo interpretan como una modificación de la inercia, y solo se ha realizado un trabajo muy limitado en esta área.

Sistema solar

Casi todo el Sistema Solar tiene intensidades de campo gravitatorio muchos órdenes de magnitud mayores que a 0 , por lo que el aumento de gravedad debido a MOND es insignificante. Sin embargo, las pruebas del sistema solar son extremadamente precisas y la mayoría de las observaciones han resultado difíciles de explicar para MOND. En particular, los datos de la medición láser lunar descartan la función de interpolación simple. [ 34 ] Los datos de seguimiento por radio de la nave espacial Cassini hacia Saturno descartan tanto la función de interpolación simple como la estándar al probar un efecto cuadrupolar anómalo predicho por MOND. [ 31 ] También es posible que un ajuste completo de las efemérides del sistema solar donde se permite que varíen las masas de los planetas y asteroides pueda acomodar este efecto cuadrupolar anómalo ya que actualmente se determinan utilizando solo la relatividad general. [ 36 ] Las observaciones de cometas de largo período también parecen entrar en conflicto con las predicciones de orden superior de MOND. [ 91 ] Además, los experimentos de laboratorio de la segunda ley de Newton parecen haber descartado versiones de inercia modificada de MOND con aceleraciones experimentales que alcanzan tan solo el 0,1% de a 0 sin desviación de la expectativa newtoniana. [ 24 ] Algunas observaciones del sistema solar podrían apoyar a MOND, ya que se ha sugerido que las órbitas de los objetos del Cinturón de Kuiper se explican mejor a través del efecto de campo externo de MOND, en lugar de a través de un hipotético planeta nueve . [ 4 ] También se ha afirmado que la variación en las mediciones de la constante gravitacional de Newton es causada por MOND actuando perpendicularmente al campo gravitacional de la Tierra. [ 92 ]

cúmulos de galaxias

El problema más serio que enfrenta la ley de Milgrom es que los cúmulos de galaxias muestran una discrepancia de masa residual incluso cuando se analizan usando MOND. [ 5 ] [ 90 ] Este problema es antiguo y se ha denominado el "enigma del cúmulo" . Esto socava a MOND como una alternativa a la materia oscura, aunque la cantidad de masa extra requerida es solo una quinta parte de la de un análisis newtoniano y podría ser en forma de materia normal. [ 93 ] Se ha especulado que los neutrinos de ~2 eV podrían explicar las observaciones de cúmulos en MOND al tiempo que preservan los éxitos de la hipótesis a escala galáctica. [ 94 ] [ 95 ] [ 96 ] El análisis de datos de lente para el cúmulo de galaxias Abell 1689 muestra que este problema de masa faltante residual en MOND se vuelve más severo hacia los núcleos de los cúmulos de galaxias. [ 97 ]

Esta imagen muestra el cúmulo Bala analizado mediante ΛCDM. Las líneas blancas trazan el potencial gravitatorio, las nubes rosas muestran gas caliente emisor de rayos X, los puntos de color representan galaxias y algunas estrellas en primer plano, y el azul muestra la distribución de materia oscura inferida. Imagen basada en datos de Clowe et al. 2006. [ 98 ]
Esta imagen muestra el cúmulo Bala, analizado mediante MOND. Las líneas blancas trazan el potencial gravitatorio, las nubes rosas muestran gas caliente emisor de rayos X, los puntos de color representan galaxias y algunas estrellas en primer plano, y el azul muestra la distribución de materia oscura inferida. Imagen basada en datos de Angus et al. 2006. [ 94 ]

La observación en 2006 de un par de cúmulos de galaxias en colisión conocidos como el " Cúmulo Bala " se ha considerado un desafío significativo para todas las teorías que proponen una solución de gravedad modificada al problema de la masa faltante, incluyendo MOND. [ 98 ] Los astrónomos midieron la distribución de masa estelar y gaseosa en los cúmulos usando luz visible y rayos X , respectivamente, y también mapearon el potencial gravitatorio usando lente gravitacional. Como se muestra en las imágenes de la derecha, el gas de rayos X está en el centro, mientras que las galaxias están en las afueras. Durante la colisión, el gas de rayos X interactuó y se ralentizó, permaneciendo en el centro, mientras que las galaxias se pasaron en gran medida unas junto a otras, ya que las distancias entre ellas eran enormes. El potencial gravitatorio revela dos grandes concentraciones centradas en las galaxias, no en el gas de rayos X, donde se encuentra la mayor parte de la materia ordinaria. En ΛCDM, también se esperaría que cada cúmulo tuviera un halo de materia oscura que se atravesaría entre sí durante la colisión (suponiendo, como es convencional, que la materia oscura no presenta colisiones). Esta expectativa para la materia oscura es una explicación clara para el desfase entre los picos del potencial gravitatorio y el gas de rayos X. Es este desfase entre el potencial gravitatorio y la materia normal lo que Clowe et al. afirmaron como "Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura", argumentando que las teorías de gravedad modificada no logran explicarlo. [ 98 ] Sin embargo, este estudio de Clowe et al. no intentó analizar el Cúmulo Bala utilizando MOND ni ninguna otra teoría de gravedad modificada. Además, en el mismo año, Angus et al. demostraron que MOND sí reproduce el desfase entre el potencial gravitatorio y el gas de rayos X en este sistema altamente no esféricamente simétrico. [ 99 ] En MOND, cabría esperar que la "masa faltante" se centrara en regiones que experimentan aceleraciones inferiores a a 0 , que, en el caso del Cúmulo Bala, corresponden a las áreas que contienen las galaxias, no el gas de rayos X. Sin embargo, MOND sigue sin explicar completamente este cúmulo, como ocurre con otros cúmulos de galaxias, debido a los residuos de masa restantes en varias regiones centrales del Cúmulo Bala. [ 94 ]

MOND relativista

Además de estos problemas de observación, MOND y sus generalizaciones relativistas están plagadas de dificultades teóricas. [ 100 ] [ 101 ] Se requieren varias adiciones ad hoc y poco elegantes a la relatividad general para crear una teoría compatible con un límite no newtoniano no relativista, aunque las predicciones en este límite son bastante claras.

En 2004, Jacob Bekenstein formuló TeVeS , la primera hipótesis relativista completa que utiliza el comportamiento MONDiano. [ 102 ] TeVeS se construye a partir de un lagrangiano local (y por lo tanto respeta las leyes de conservación) y emplea un campo vectorial unitario, un campo escalar dinámico y no dinámico , una función libre y una métrica no einsteiniana para producir AQUAL en el límite no relativista (velocidades bajas y gravedad débil). TeVeS ha tenido cierto éxito en establecer contacto con observaciones de lentes gravitacionales y formación de estructuras , [ 103 ] pero enfrenta problemas cuando se enfrenta a datos sobre la anisotropía del fondo cósmico de microondas , [ 104 ] la vida útil de los objetos compactos, [ 105 ] y la relación entre los potenciales de lente y sobredensidad de materia. [ 106 ] TeVeS también parece inconsistente con la velocidad de las ondas gravitacionales según LIGO. [ 107 ] La velocidad de las ondas gravitacionales se midió con alta precisión y resultó ser igual a la velocidad de la luz utilizando el evento de ondas gravitacionales GW170817 .

Existen varias generalizaciones relativistas más recientes de MOND, incluyendo BIMOND y la teoría generalizada del éter de Einstein . [ 30 ] También existe una generalización relativista de MOND que asume una invariancia de tipo Lorentz como base física de la fenomenología de MOND. [ 108 ] Recientemente, Skordis y Złośnik propusieron un modelo relativista de MOND que es compatible con las observaciones del fondo cósmico de microondas, el espectro de potencia de la materia y la velocidad de la gravedad. [ 14 ]

Cosmología

Se ha afirmado que MOND generalmente no es adecuado para formar la base de la cosmología. [ 100 ] Una evidencia significativa a favor de la materia oscura estándar son las anisotropías observadas en el fondo cósmico de microondas . [ 109 ] Mientras que ΛCDM puede explicar el espectro de potencia angular observado, MOND tiene muchas más dificultades. [ 110 ] Es posible construir generalizaciones relativistas de MOND que se ajusten a las observaciones del CMB, [ 14 ] pero requiere términos que no parecen naturales, y varias observaciones (como la cantidad de lente gravitacional) aún son difíciles de explicar. [ 12 ] MOND también encuentra dificultades para explicar la formación de estructuras , con perturbaciones de densidad en MOND que tal vez crecen tan rápidamente que se forma demasiada estructura en la época actual. [ 111 ] Sin embargo, los estudios de galaxias parecen mostrar que la formación de galaxias masivas ocurre con mucha mayor rapidez al principio del tiempo de lo que es posible según ΛCDM. [ 112 ]

Existe un vínculo potencial entre MOND y la cosmología. Se ha observado que el valor de a 0 está dentro de un orden de magnitud de cH 0 , donde c es la velocidad de la luz y H 0 es la constante de Hubble (una medida de la tasa de expansión actual del universo). [ 1 ] También está cerca de la tasa de aceleración del universo a través deΛdo2{\displaystyle {\sqrt {\Lambda }}c^{2}}donde Λ es la constante cosmológica . [ 113 ] Un trabajo reciente sobre una formulación transaccional de la gravedad entrópica por Schlatter y Kastner [ 114 ] sugiere una conexión natural entre a 0 , H 0 , y la constante cosmológica.

Propuestas para probar MOND

Se han propuesto varias pruebas observacionales y experimentales para ayudar a distinguir [ 115 ] entre los modelos MOND y los basados ​​en materia oscura:

  • La detección de partículas adecuadas para constituir la materia oscura cosmológica sugeriría firmemente que el modelo ΛCDM es correcto y que no se requiere ninguna modificación de las leyes de Newton.
  • Si se considera MOND como una teoría de inercia modificada, predice la existencia de aceleraciones anómalas en la Tierra en lugares y momentos específicos del año. Estas podrían detectarse en un experimento de precisión. Esta predicción no se cumpliría si se considera MOND como una teoría de gravedad modificada, ya que el efecto del campo externo producido por la Tierra cancelaría los efectos MONDianos en la superficie terrestre. [ 116 ] [ 117 ]
  • Se ha sugerido que MOND podría probarse en el Sistema Solar utilizando la misión LISA Pathfinder (lanzada en 2015). En particular, podría ser posible detectar las tensiones de marea anómalas que MOND predice que existen en el punto de silla Tierra-Sol del potencial gravitatorio newtoniano. [ 118 ] También podría ser posible medir las correcciones de MOND a la precesión del perihelio de los planetas en el Sistema Solar, [ 119 ] o una nave espacial construida específicamente para ello. [ 120 ]
  • Una posible prueba astrofísica de MOND consiste en investigar si las galaxias aisladas se comportan de manera diferente a galaxias idénticas que se encuentran bajo la influencia de un campo externo intenso. Otra consiste en buscar un comportamiento no newtoniano en el movimiento de sistemas estelares binarios donde las estrellas están suficientemente separadas como para que sus aceleraciones sean inferiores a 0. [ 121 ]
  • Pruebas de MOND utilizando la dependencia del corrimiento al rojo de la aceleración radial : Sabine Hossenfelder y Tobias Mistele proponen un modelo MOND sin parámetros que denominan Gravedad Emergente Covariante y sugieren que, a medida que mejoren las mediciones de la aceleración radial, se podrán distinguir varios modelos MOND y la materia oscura de partículas porque MOND predice una dependencia del corrimiento al rojo mucho menor. [ 122 ] 

Véase también

Notas

  1. ↑ También es un problema para la materia oscura fría estándar, ya que necesita demostrar que es capaz de formar galaxias sin materia oscura.

Referencias

  1. 1 2 3 4 Milgrom, M. (1983). "Una modificación de la dinámica newtoniana como alternativa a la hipótesis de la masa oculta" . Astrophysical Journal . 270 : 365–370 . Bibcode : 1983ApJ...270..365M . doi : 10.1086/161130 .Milgrom, M. (1983). " Una modificación de la dinámica newtoniana: implicaciones para las galaxias". Astrophysical Journal . 270 : 371–383 . Bibcode : 1983ApJ...270..371M . doi : 10.1086/161131 .Milgrom, M. (1983). " Una modificación de la dinámica newtoniana: implicaciones para los sistemas galácticos". Astrophysical Journal . 270 : 384–389 . Bibcode : 1983ApJ...270..384M . doi : 10.1086/161132 ..
  2. 1 2 3 Jacob Bekenstein y M. Milgrom (1984). "¿El problema de la masa faltante indica el colapso de la gravedad newtoniana?". Astrophys. J. 286 : 7–14 . Bibcode : 1984ApJ ...286....7B . doi : 10.1086/162570 .
  3. ↑ Milgrom, Mordehai (febrero de 2015). "Teoría MOND" . Revista Canadiense de Física . 93 (2): 107–118 . arXiv : 1404.7661 . Bibcode : 2015CaJPh..93..107M . doi : 10.1139/cjp-2014-0211 . ISSN 0008-4204 . 
  4. 1 2 Katherine Brown; Harsh Mathur (22 de septiembre de 2023). "Dinámica newtoniana modificada como alternativa a la hipótesis del planeta nueve" . The Astronomical Journal . 166 (4): 168 y ss. arXiv : 2304.00576 . Bibcode : 2023AJ....166..168B . doi : 10.3847/1538-3881/acef1e .
  5. 1 2 3 4 5 6 McGaugh, S. (2015). "Una historia de dos paradigmas: la inconmensurabilidad mutua de LCDM y MOND". Revista canadiense de física . 93 (2): 250– 259. arXiv : 1404.7525 . Bibcode : 2015CaJPh..93..250M . doi : 10.1139/cjp-2014-0203 . S2CID 51822163 . 
  6. ↑ Kroupa, P.; Pawlowski, M.; Milgrom, M. (2012). "Los fallos del modelo estándar de cosmología requieren un nuevo paradigma". International Journal of Modern Physics . 21 (14): 1230003. arXiv : 1301.3907 . Bibcode : 2012IJMPD..2130003K . doi : 10.1142/S0218271812300030 . S2CID 118461811 . 
  7. ↑ Chae, Kyu-Hyun; Lelli, Federico; Desmond, Harry; McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Schombert, James M. (2020-11-01). "Probando el principio de equivalencia fuerte: detección del efecto de campo externo en galaxias con soporte rotacional" . The Astrophysical Journal . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Bibcode : 2020ApJ...904...51C . doi : 10.3847/1538-4357/abbb96 . ISSN 0004-637X . 
  8. 1 2 Müller, Oliver; Pawlowski, Marcel S.; Jerjen, Helmut; Lelli, Federico (2018-02-02). "Un plano giratorio de galaxias satélite alrededor de Centaurus A desafía la cosmología de la materia oscura fría" (PDF) . Science . 359 (6375): 534– 537. arXiv : 1802.00081 . Bibcode : 2018Sci...359..534M . doi : 10.1126/science.aao1858 . ISSN 0036-8075 . PMID 29420285. Recuperado el 28 de febrero de 2025 .  
  9. ↑ Mordehai, M. (2014) "El paradigma MOND de dinámica modificada". Scholarpedia , 9(6):31410.
  10. ↑ Hodson, AO; Zhao, H. (2017). "Generalizando MOND para explicar la masa faltante en los cúmulos de galaxias". Astronomía y Astrofísica . 598 (A127): 127. arXiv : 1701.03369 . Bibcode : 2017A & A...598A.127H . doi : 10.1051/0004-6361/201629358 .
  11. ↑ Ethan Siegel (19 de octubre de 2022). "Por qué modificar la gravedad no tiene sentido" . Big Think .
  12. 1 2 3 Keith Cooper (6 de febrero de 2024). "Combate cósmico: profundizando en la batalla entre la materia oscura y la gravedad modificada" . physicsworld.
  13. ↑ McGaugh, Sabine Hossenfelder, Stacy S. (1 de agosto de 2018). "¿Es real la materia oscura?" . Scientific American . Recuperado el 31 de agosto de 2025 .{{cite web}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  14. 1 2 3 Skordis, Constantinos; Złośnik, Tom (2021-10-15). "Nueva teoría relativista para la dinámica newtoniana modificada" . Physical Review Letters . 127 (16) 161302. arXiv : 2007.00082 . Bibcode : 2021PhRvL.127p1302S . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.161302 . ISSN 0031-9007 . PMID 34723619 .  
  15. 1 2 Mistele, Tobias; McGaugh, Stacy; Lelli, Federico; Schombert, James; Li, Pengfei (2024-07-01). "Velocidades circulares planas indefinidas y la relación bariónica de Tully-Fisher a partir de lentes débiles" . The Astrophysical Journal Letters . 969 (1): L3. arXiv : 2406.09685 . Bibcode : 2024ApJ...969L...3M . doi : 10.3847/2041-8213/ad54b0 . ISSN 2041-8205 . 
  16. ↑ Lelli, Federico; McGaugh, Stacy S.; Schombert, James M. (2016-12-01). "Sparc: Modelos de masa para 175 galaxias de disco con fotometría Spitzer y curvas de rotación precisas" . The Astronomical Journal . 152 (6): 157. arXiv : 1606.09251 . Bibcode : 2016AJ....152..157L . doi : 10.3847/0004-6256/152/6/157 . ISSN 0004-6256 . 
  17. ↑ Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln". Helvetica Physica Acta . 6 : 110– 127. Código Bib : 1933AcHPh...6..110Z .
  18. ↑ Zwicky, F. (1937). "Sobre las masas de las nebulosas y de los cúmulos de nebulosas" . The Astrophysical Journal . 86 : 217. Bibcode : 1937ApJ....86..217Z . doi : 10.1086/143864 .
  19. ↑ Babcock, H. (1939). "La rotación de la Nebulosa de Andrómeda" . Lick Observatory Bulletin . 498 (498): 41. Bibcode : 1939LicOB..19...41B . doi : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B .
  20. ↑ Rubin, Vera C. ; Ford, W. Kent Jr. (febrero de 1970). "Rotación de la Nebulosa de Andrómeda a partir de un estudio espectroscópico de regiones de emisión". The Astrophysical Journal . 159 : 379– 403. Bibcode : 1970ApJ...159..379R . doi : 10.1086/150317 . S2CID 122756867 . 
  21. ↑ Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan (2018). "Historia de la materia oscura". Reviews of Modern Physics . 90 (4) 045002. American Physical Society. arXiv : 1605.04909 . Bibcode : 2018RvMP...90d5002B . doi : 10.1103/RevModPhys.90.045002 . S2CID 18596513 . 
  22. ↑ Sanders, RH (2014). "Una perspectiva histórica sobre la dinámica newtoniana modificada". Revista canadiense de física . 93 (2): 126– 138. arXiv : 1404.0531 . Bibcode : 2015CaJPh..93..126S . doi : 10.1139/cjp-2014-0206 . S2CID 119240769 . 
  23. ^ Milgrom, M. (2011). "MOND - Particularmente como inercia modificada". Acta Física Polonica B. 42 (11): 2175. arXiv : 1111.1611 . doi : 10.5506/APhysPolB.42.2175 . S2CID 119272458 . 
  24. 1 2 Gundlach, JH; Schlamminger, S.; Spitzer, CD; Choi, K.-Y.; Woodahl, BA; Coy, JJ; Fischbach, E. (2007-04-13). "Prueba de laboratorio de la segunda ley de Newton para pequeñas aceleraciones" . Physical Review Letters . 98 (15) 150801. Bibcode : 2007PhRvL..98o0801G . doi : 10.1103/PhysRevLett.98.150801 . ISSN 0031-9007 . PMID 17501332. Recuperado el 26 de febrero de 2025 .  
  25. ↑ Begeman, KG; Broeils, AH; Sanders, RH (1991-04-01). "Curvas de rotación extendidas de galaxias espirales: halos oscuros y dinámica modificada" (PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 249 (3): 523– 537. doi : 10.1093/mnras/249.3.523 . ISSN 0035-8711 . Consultado el 22 de febrero de 2025 . 
  26. ↑ Sanders, Robert H.; McGaugh, Stacy S. (2002). "Modified Newtonian Dynamics as an Alternative to Dark Matter" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 40 (1): 263– 317. arXiv : astro-ph/0204521 . Bibcode : 2002ARA & A..40..263S . doi : 10.1146/annurev.astro.40.060401.093923 . ISSN 0066-4146 . Recuperado el 8 de abril de 2025 . 
  27. ↑ McGaugh, Stacy S. (2011-03-21). "Nueva prueba de la dinámica newtoniana modificada con galaxias ricas en gas" . Physical Review Letters . 106 (12) 121303. arXiv : 1102.3913 . Bibcode : 2011PhRvL.106l1303M . doi : 10.1103/PhysRevLett.106.121303 . ISSN 0031-9007 . PMID 21517295 .  
  28. ↑ McGaugh, Stacy S. (2016-11-20). "Predicción de Mond para la dispersión de velocidad del cráter "Gigante Débil" II" . The Astrophysical Journal Letters . 832 (1): L8. arXiv : 1610.06189 . Bibcode : 2016ApJ...832L...8M . doi : 10.3847/2041-8205/832/1/L8 . ISSN 2041-8205 . 
  29. ↑ Li, Pengfei; Lelli, Federico; McGaugh, Stacy; Schombert, James (2018). "Ajuste de la relación de aceleración radial a galaxias SPARC individuales" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 615 : A3. arXiv : 1803.00022 . Bibcode : 2018A & A...615A...3L . doi : 10.1051/0004-6361/201732547 . ISSN 0004-6361 . Recuperado el 8 de abril de 2025 . 
  30. 1 2 3 4 5 6 7 8 Famaey, B.; McGaugh, S. (2012). "Modified Newtonian dynamics (MOND): Observational phenomenology and relativistic extensions" . Living Reviews in Relativity . 15 (1): 10. arXiv : 1112.3960 . Bibcode : 2012LRR....15...10F . doi : 10.12942/lrr-2012-10 . PMC 5255531 . PMID 28163623 .  
  31. 1 2 3 Hees, A.; Folkner, WM; Jacobson, RA; Park, RS (2014-05-13). "Restricciones en teorías de dinámica newtoniana modificada a partir de datos de seguimiento de radio de la nave espacial Cassini" . Physical Review D. 89 ( 10) 102002. arXiv : 1402.6950 . Bibcode : 2014PhRvD..89j2002H . doi : 10.1103/PhysRevD.89.102002 . ISSN 1550-7998 . 
  32. ↑ Gentile, G.; Famaey, B.; de Blok, WJG (2011). "COSAS sobre MOND". Astronomía y Astrofísica . 527 (A76): A76. arXiv : 1011.4148 . Bibcode : 2011A & A...527A..76G . doi : 10.1051/0004-6361/201015283 . S2CID 73653467 .  
  33. ↑ Famaey, B.; Binney, J. (2005). "Modified Newtonian dynamics in the Milky Way" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 363 (2): 603– 608. arXiv : astro-ph/0506723 . Bibcode : 2005MNRAS.363..603F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09474.x . S2CID 150557 . 
  34. 1 2 Exirifard, Qasem (2013). "Restricciones del sistema lunar sobre las teorías modificadas de la gravedad" . International Journal of Modern Physics D. 22 ( 9): 1350064. arXiv : 1112.4652 . Bibcode : 2013IJMPD..2250064E . doi : 10.1142/S0218271813500648 . ISSN 0218-2718 . 
  35. 1 2 Chae, Kyu-Hyun; Lelli, Federico; Desmond, Harry; McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Schombert, James M. (2020). "Prueba del principio de equivalencia fuerte: detección del efecto de campo externo en galaxias con soporte rotacional" . The Astrophysical Journal . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Bibcode : 2020ApJ...904...51C . doi : 10.3847/1538-4357/abbb96 . S2CID 221879077 . 
  36. 1 2 3 Banik, Indranil; Zhao, Hongsheng (27-06-2022). "De las barras galácticas a la tensión del Hubble: sopesando la evidencia astrofísica de la gravedad milgromiana" . Symmetry . 14 (7): 1331. arXiv : 2110.06936 . Bibcode : 2022Symm...14.1331B . doi : 10.3390/sym14071331 . ISSN 2073-8994 . 
  37. ↑ S. McGaugh, La EFE en MOND. Archivado el 16 de julio de 2017 en Wayback Machine.
  38. ^ Milgrom , Mordehai (2010) . "Formulación cuasi lineal de MOND" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 403 (2): 886– 895. arXiv : 0911.5464 . Código Bib : 2010MNRAS.403..886M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16184.x . S2CID 119305157 . 
  39. ^ Milgrom, Mordehai (2008). "El paradigma MOND". arXiv : 0801.3133 [ astro-ph ].
  40. ↑ Felten, JE (1984). "La revisión de Milgrom de las leyes de Newton: consecuencias dinámicas y cosmológicas" . The Astrophysical Journal . 286 : 3. Bibcode : 1984ApJ...286....3F . doi : 10.1086/162569 . ISSN 0004-637X . 
  41. ↑ Milgrom, Mordehai (21-05-2012). "Análogos prácticamente lineales de la teoría de Born-Infeld y otras teorías no lineales" . Physical Review D. 85 ( 10) 105018. arXiv : 1204.2683 . Bibcode : 2012PhRvD..85j5018M . doi : 10.1103/PhysRevD.85.105018 . ISSN 1550-7998 . 
  42. ↑ Lüghausen, Fabian; Famaey, Benoit; Kroupa, Pavel (2015). "Phantom of RAMSES (POR): Un nuevo código de dinámica de N cuerpos de Milgromian" . Canadian Journal of Physics . 93 (2): 232– 241. arXiv : 1405.5963 . Bibcode : 2015CaJPh..93..232L . doi : 10.1139/cjp-2014-0168 . ISSN 0008-4204 . 
  43. ↑ Hernández, X. (2012). "Un diagrama de espacio de fases para la gravedad" . Entropía . 14 (12): 848. arXiv : 1203.4248 . Bibcode : 2012Entrp..14..848H . doi : 10.3390/e14050848 .
  44. ^ Milgrom, Mordehai (2014). "Leyes MOND de la dinámica galáctica" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 437 (3): 2531–2541 . arXiv : 1212,2568 . Código Bib : 2014MNRAS.437.2531M . doi : 10.1093/mnras/stt2066 . S2CID 118840212 . 
  45. ↑ Müller, Oliver; Lelli, Federico; Famaey, Benoit; Pawlowski, Marcel S.; Fahrion, Katja; Rejkuba, Marina; Hilker, Michael; Jerjen, Helmut (2022). "El grupo de galaxias Cen A: masa dinámica y bariones faltantes" . Astronomía y Astrofísica . 662 : A57. arXiv : 2111.10306 . Bibcode : 2022A & A...662A..57M . doi : 10.1051/0004-6361/202142351 . ISSN 0004-6361 . Recuperado el 2 de enero de 2026 . 
  46. ↑ McGaugh, Stacy S.; Lelli, Federico; Schombert, James M.; Li, Pengfei; Visgaitis, Tiffany; Parker, Kaelee S.; Pawlowski, Marcel S. (2021-11-01). "La relación bariónica de Tully-Fisher en el grupo local y la velocidad circular equivalente de las enanas sostenidas por presión" . The Astronomical Journal . 162 (5): 202. arXiv : 2109.03251 . Bibcode : 2021AJ....162..202M . doi : 10.3847/1538-3881/ac2502 . ISSN 0004-6256 . 
  47. ↑ Lelli, Federico; McGaugh, Stacy S; Schombert, James M; Desmond, Harry; Katz, Harley (11 de abril de 2019). "La relación bariónica de Tully-Fisher para diferentes definiciones de velocidad e implicaciones para el momento angular de la galaxia" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 484 (3): 3267–3278 . arXiv : 1901.05966 . doi : 10.1093/mnras/stz205 . ISSN 0035-8711 . Recuperado el 2 de enero de 2026 . 
  48. ↑ Di Teodoro, Enrico M; Posti, Lorenzo; Ogle, Patrick M; Fall, S Michael; Jarrett, Thomas (2021-09-20). "Curvas de rotación y relaciones de escala de galaxias espirales extremadamente masivas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 507 (4): 5820– 5831. arXiv : 2109.03828 . doi : 10.1093/mnras/stab2549 . ISSN 0035-8711 . Recuperado el 2026-01-02 . 
  49. ↑ Milgrom, Mordehai (2019-02-20). "MOND en grupos de galaxias: una muestra superior" . Physical Review D. 99 ( 4) 044041. arXiv : 1811.12233 . Bibcode : 2019PhRvD..99d4041M . doi : 10.1103/PhysRevD.99.044041 . ISSN 2470-0010 . Recuperado el 2026-01-02 . 
  50. ^ McGaugh, SS; Schombert, JM; Bothun, GD; De Blok, WJG (2000). "La relación bariónica Tully-Fisher". La revista astrofísica . 533 (2): L99– L102. arXiv : astro-ph/0003001 . Código Bib : 2000ApJ...533L..99M . doi : 10.1086/312628 . PMID 10770699 . S2CID 103865 .  
  51. ↑ McGaugh, Stacy S. (2012). "La relación bariónica de Tully-Fisher de galaxias ricas en gas como prueba de Λcdm y Mond". The Astronomical Journal . 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934 . Bibcode : 2012AJ....143...40M . doi : 10.1088/0004-6256/143/2/40 . S2CID 38472632 . 
  52. ↑ Sanders, RH (1990). "Discrepancias de masa en galaxias: materia oscura y alternativas". The Astronomy and Astrophysics Review . 2 (1): 1– 28. Bibcode : 1990A & ARv...2....1S . doi : 10.1007/BF00873540 . ISSN 0935-4956 . 
  53. ↑ McGaugh, Stacy S. (2004). "La relación entre la discrepancia de masa y la aceleración: masa del disco y distribución de la materia oscura". The Astrophysical Journal . 609 (2): 652– 666. arXiv : astro-ph/0403610 . Bibcode : 2004ApJ...609..652M . doi : 10.1086/421338 . S2CID 9544873 . 
  54. ^ Romanowsky, AJ; Douglas, NG; Arnaboldi, M.; Kuijken, K.; Merrifield, señor; Napolitano, NR; Capaccioli, M.; Freeman, KC (2003). "Una escasez de materia oscura en galaxias elípticas ordinarias". Ciencia . 301 (5640): 1696–1698 . arXiv : astro-ph/0308518 . Código Bib : 2003Sci...301.1696R . doi : 10.1126/ciencia.1087441 . PMID 12947033 . S2CID 120137872 .  </
  55. ↑ Milgrom, M.; Sanders, RH (2003). "Dinámica newtoniana modificada y la 'escasez de materia oscura en galaxias elípticas ordinarias'"". Astrophys J . 599 (1): 25– 28. arXiv : astro-ph/0309617 . Bibcode : 2003ApJ...599L..25M . doi : 10.1086/381138 . S2CID 14378227 . 
  56. ↑ Kyu-Hyun Chae (18 de octubre de 2022). "Distinción entre materia oscura, gravedad modificada e inercia modificada con las partes internas y externas de las curvas de rotación galáctica" . The Astrophysical Journal . 941 (1): 55. arXiv : 2207.11069 . Bibcode : 2022ApJ...941...55C . doi : 10.3847/1538-4357/ac93fc .
  57. ↑ Kroupa, Pavel (2015). «Lecciones del Grupo Local (y más allá) sobre la materia oscura». Lecciones del Grupo Local . págs. 337–352 . arXiv : 1409.6302 . doi : 10.1007 /978-3-319-10614-4_28 . ISBN  978-3-319-10613-7. S2CID 119114754 . 
  58. ^ Bournaud, F.; Duc, P.-A.; Brinks, E.; Boquién, M.; Amram, P.; Lisenfeld, U.; Koribalski, BS; Walter, F.; Charmandaris, V. (2007). "Masa faltante en escombros de colisión de galaxias". Ciencia . 316 (5828): 1166–1169 . arXiv : 0705.1356 . Código Bib : 2007Sci...316.1166B . doi : 10.1126/ciencia.1142114 . PMID 17495138 . S2CID 20946839 .  
  59. ↑ Gentile, G.; Famaey, B.; Combes, F.; Kroupa, P.; Zhao, HS; Tiret, O. (2007). "Las galaxias enanas de marea como prueba de la física fundamental". Astronomía y Astrofísica . 472 (2): L25– L28. arXiv : 0706.1976 . Bibcode : 2007A & A...472L..25G . doi : 10.1051/0004-6361:20078081 . S2CID 1288102 . 
  60. ↑ Kroupa, P. (2012). "La crisis de la materia oscura: falsificación del modelo estándar actual de cosmología". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 29 (4): 395– 433. arXiv : 1204.2546 . Bibcode : 2012PASA...29..395K . doi : 10.1071/AS12005 . S2CID 55470527 . 
  61. ↑ Asencio, Elena; Banik, Indranil; Mieske, Steffen; Venhola, Aku; Kroupa, Pavel; Zhao, Hongsheng (2022). "La distribución y morfología de las galaxias enanas del cúmulo Fornax sugieren que carecen de materia oscura" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 515 (2): 2981–3013 . arXiv : 2208.02265 . doi : 10.1093/mnras/stac1765 .
  62. 1 2 Mistele, Tobias; McGaugh, Stacy; Lelli, Federico; Schombert, James; Li, Pengfei (2024-07-01). "Velocidades circulares planas indefinidas y la relación bariónica de Tully-Fisher a partir de lentes débiles" . The Astrophysical Journal Letters . 969 (1): L3. arXiv : 2406.09685 . Bibcode : 2024ApJ...969L...3M . doi : 10.3847/2041-8213/ad54b0 . ISSN 2041-8205 . 
  63. ^ Brouwer, Margot M.; Omán, Kyle A.; Valentijn, Edwin A.; Bilicki, Maciej; Heymans, Catherine; Hoekstra, Henk; Napolitano, Nicola R.; Roy, Nivya; Tortora, Crescenzo; Wright, Angus H.; Asgari, Marika; van den Busch, Jan Luca; Dvornik, Andrej; Erben, Thomas; Giblin, Benjamín; Graham, Alister W.; Hildebrandt, Hendrik; Hopkins, Andrew M.; Kannawadi, Arun; Kuijken, Konrad; Liske, Jochen; Shan, HuanYuan; Tröster, Tilman; Verlinde, Erik; Visser, Manus (2021). "La relación de aceleración radial de la lente débil: restricción de las teorías de la gravedad modificada y la materia oscura fría con KiDS-1000" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 650 : A113. arXiv : 2106.11677 . Bibcode : 2021A & A...650A.113B . doi : 10.1051/0004-6361/202040108 . ISSN 0004-6361 . Consultado el 2 de marzo de 2025 . 
  64. ↑ Mistele, T.; McGaugh, S.; Lelli, F.; Schombert, J.; Li, P. (2024-04-01). "Relación de aceleración radial de galaxias con datos cinemáticos y de lente débil conjuntos" . Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2024 (4): 020. arXiv : 2310.15248 . Bibcode : 2024JCAP...04..020M . doi : 10.1088/1475-7516/2024/04/020 . ISSN 1475-7516 . 
  65. ↑ Tian, ​​Yong; Ko, Chung-Ming (2017). "Relación entre discrepancia de masa y aceleración en anillos de Einstein" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 472 (1): 765– 771. arXiv : 1702.00183 . doi : 10.1093/mnras/stx2056 . ISSN 0035-8711 . 
  66. ↑ Jiménez, MA; Hernandez, X. (2014). "Estabilidad del disco bajo la gravedad MONDiana". arXiv : 1406.0537 [ astro-ph.GA ].
  67. ↑ McGaugh, S. (1998). "Prueba de la hipótesis de dinámica modificada con galaxias de bajo brillo superficial y otras evidencias". Astrophys J. 499 ( 1): 66–81 . arXiv : astro-ph/9801102 . Bibcode : 1998ApJ...499...66M . doi : 10.1086/305629 . S2CID 18901029 . 
  68. ↑ McGaugh, S. (2005). "Equilibrio de masa oscura y luminosa en galaxias en rotación". Phys. Rev. Lett . 95 (17) 171302. arXiv : astro-ph/0509305 . Bibcode : 2005PhRvL..95q1302M . doi : 10.1103 /physrevlett.95.171302 . PMID 16383816. S2CID 1715002 .  
  69. ^ Roshan, Mahmood; Banik, Indranil; Ghafourian, Neda; Thies, Ingo; Famaey, Benoit; Asencio, Elena; Kroupa, Pavel (26 de marzo de 2021). "Galaxias espirales barradas en teorías de gravedad modificadas" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 503 (2): 2833–2860 . arXiv : 2103.01794 . doi : 10.1093/mnras/stab651 . ISSN 0035-8711 . 
  70. ↑ Roshan, Mahmood; Ghafourian, Neda; Kashfi, Tahere; Banik, Indranil; Haslbauer, Moritz; Cuomo, Virginia; Famaey, Benoit; Kroupa, Pavel (2021-09-30). "Las barras de galaxias rápidas siguen desafiando la cosmología estándar" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 508 (1): 926– 939. arXiv : 2106.10304 . Bibcode : 2021MNRAS.508..926R . doi : 10.1093/mnras/stab2553 . ISSN 0035-8711 . Recuperado el 2025-04-06 . 
  71. ↑ Kroupa, Pavel; Jerabkova, Teresa; Thies, Ingo; Pflamm-Altenburg, enero; Famaey, Benoit; Boffin, Henri; Dabringhausen, Jörg; Beccari, Giacomo; Prusti, Timo; Boily, cristiano; Hagui, Hosein; Wu, Xufen; Haas, Jaroslav; Zonoozi, Akram Hasani; Thomas, Guillaume; Šubr, Ladislav; Aarseth, Sverre J (26 de octubre de 2022). "Colas de marea asimétricas de cúmulos de estrellas abiertos: las estrellas que cruzan el práh† de su cúmulo desafían la gravitación newtoniana" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 517 (3): 3613–3639 . arXiv : 2210.13472 . doi : 10.1093/mnras/stac2563 . Consultado el 2 de noviembre de 2022 .
  72. ↑ Universidad de Bonn. "Los astrofísicos realizan observaciones consistentes con las predicciones de una teoría alternativa de la gravedad" . Phys.org . Consultado el 2 de noviembre de 2022 .
  73. ↑ Kyu-Hyun, Chae (2023). "Ruptura de la gravedad estándar de Newton-Einstein a baja aceleración en la dinámica interna de estrellas binarias anchas" . The Astrophysical Journal . 952 (2): 128. arXiv : 2305.04613 . Bibcode : 2023ApJ...952..128C . doi : 10.3847/1538-4357/ace101 .
  74. ↑ Banik, Indranil; Pittordis, Charalambos; Sutherland, Will; Famaey, Benoit; Ibata, Rodrigo; Mieske, Steffen; Zhao, Hongsheng (2024). "Fuertes restricciones sobre la ley gravitacional a partir de binarias amplias de Gaia DR3" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (3): 4573– 4615. arXiv : 2311.03436 . doi : 10.1093/mnras/stad3393 .
  75. ↑ Kyu-Hyun, Chae (2024). "Evidencia robusta de la ruptura de la gravedad estándar a baja aceleración a partir de binarias estadísticamente puras libres de compañeras ocultas" . The Astrophysical Journal . 960 (2): 114. arXiv : 2309.10404 . Bibcode : 2024ApJ...960..114C . doi : 10.3847/1538-4357/ad0ed5 .
  76. ↑ McGaugh, Stacy S.; Schombert, James M.; Lelli, Federico; Franck, Jay (2024-11-01). "Formación acelerada de estructuras: el surgimiento temprano de galaxias masivas y cúmulos de galaxias" . The Astrophysical Journal . 976 (1): 13. arXiv : 2406.17930 . Bibcode : 2024ApJ...976...13M . doi : 10.3847/1538-4357/ad834d . ISSN 0004-637X . 
  77. ↑ Kaplinghat, Manoj; Turner, Michael (2002). "Cómo la teoría de la materia oscura fría explica la ley de Milgrom". The Astrophysical Journal . 569 (1): L19– L22. arXiv : astro-ph/0107284 . Bibcode : 2002ApJ...569L..19K . doi : 10.1086/340578 . S2CID 5679705 . 
  78. ↑ Blake, Chris; James, J. Berian; Poole, Gregory B. (2014). "Using the topology of large-scale structure in the WiggleZ Dark Energy Survey as a cosmological standard rule" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 437 (3): 2488– 2506. arXiv : 1310.6810 . Bibcode : 2014MNRAS.437.2488B . doi : 10.1093/mnras/stt2062 . S2CID 56352810 . 
  79. ↑ Milgrom, Mordehai (2002). "¿Se derivan las dinámicas newtonianas modificadas del paradigma de la materia oscura fría?". The Astrophysical Journal . 571 (2): L81– L83. arXiv : astro-ph/0110362 . Bibcode : 2002ApJ...571L..81M . doi : 10.1086/341223 . S2CID 120648795 . 
  80. ↑ Berezhiani, Lasha; Khoury, Justin (2015-11-09). "Teoría de la superfluidez de la materia oscura" . Physical Review D. 92 ( 10) 103510. arXiv : 1507.01019 . Bibcode : 2015PhRvD..92j3510B . doi : 10.1103/PhysRevD.92.103510 . ISSN 1550-7998 . 
  81. ↑ Ren, Tao; Kwa, Anna; Kaplinghat, Manoj; Yu, Hai-Bo (2019-08-07). "Conciliando la diversidad y uniformidad de las curvas de rotación galáctica con la materia oscura autointeractuante" . Physical Review X. 9 ( 3) 031020. arXiv : 1808.05695 . Bibcode : 2019PhRvX...9c1020R . doi : 10.1103/PhysRevX.9.031020 . ISSN 2160-3308 . 
  82. ↑ Blanchet, Luc (2007). "Polarización gravitacional y la fenomenología de MOND". Classical and Quantum Gravity . 24 (14): 3529– 3539. arXiv : astro-ph/0605637 . Bibcode : 2007CQGra..24.3529B . doi : 10.1088/0264-9381/24/14/001 . S2CID 16832511 . 
  83. ↑ Trujillo, Ignacio (14 de marzo de 2019). "Una distancia de 13 Mpc resuelve las supuestas anomalías de la galaxia que carece de materia oscura" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 486 (1): 1192– 1219. arXiv : 1806.10141 . doi : 10.1093/mnras/stz771 . Consultado el 23 de noviembre de 2024 .
  84. ^ Haghi, Hosein; Kroupa, Pavel; Banik, Indranil; Wu, Xufen; Zonoozi, Akram H.; Javanmardi, Behnam; Ghari, Amir; Müller, Oliver; Dabringhausen, Jörg; Zhao, Hongsheng (14 de agosto de 2019). "Una nueva formulación del efecto de campo externo en MOND y simulaciones numéricas de galaxias enanas ultradifusas: aplicación a NGC 1052-DF2 y NGC 1052-DF4" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 487 (2): 2441–2454 . arXiv : 1906.03268 . doi : 10.1093/mnras/stz1465 . ISSN 0035-8711 . 
  85. ↑ JA Sellwood; RH Sanders (junio de 2022). "La galaxia ultradifusa AGC 114905 necesita materia oscura" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (3): 4008– 4017. arXiv : 2202.08678 . doi : 10.1093/mnras/stac1604 .
  86. ↑ Kent, Stephen M. (1987). "Materia oscura en galaxias espirales. II - Galaxias con curvas de rotación HI" . The Astronomical Journal . 93 : 816-832. Bibcode : 1987AJ.....93..816K . doi : 10.1086/114366 .
  87. ↑ Rodrigues, Davi C.; Marra, Valerio; del Popolo, Antonino; Davari, Zahra (2018-06-18). "Ausencia de una escala de aceleración fundamental en galaxias" . Nature Astronomy . 2 (8): 668– 672. arXiv : 1806.06803 . Bibcode : 2018NatAs...2..668R . doi : 10.1038/s41550-018-0498-9 . ISSN 2397-3366 . 
  88. ↑ Li, Pengfei; Lelli, Federico; McGaugh, Stacy; Schombert, James; Chae, Kyu-Hyun (2021). "Una historia aleccionadora sobre el ajuste de curvas de rotación de galaxias con técnicas bayesianas: ¿Varía la constante de Newton de galaxia a galaxia?" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 646 : L13. arXiv : 2101.11644 . Bibcode : 2021A & A...646L..13L . doi : 10.1051/0004-6361/202040101 . ISSN 0004-6361 . Recuperado el 22 de febrero de 2025 . 
  89. ^ McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Lelli, Federico; Schombert, James M. (13 de noviembre de 2018). «Presencia de una escala de aceleración fundamental en las galaxias» (PDF) . Astronomía de la Naturaleza . 2 (12): 924. Bibcode : 2018NatAs...2..924M . doi : 10.1038/s41550-018-0615-9 . ISSN 2397-3366 . Consultado el 22 de febrero de 2025 . 
  90. 1 2 Anthony Aguirre; Joop Schaye y Eliot Quataert (2001). "¿Problemas para la dinámica newtoniana modificada en cúmulos y el bosque Lyα?". The Astrophysical Journal . 561 (2): 550– 558. arXiv : astro-ph/0105184 . Bibcode : 2001ApJ...561..550A . doi : 10.1086/323376 . S2CID 119071058 . 
  91. ↑ Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Tremaine, Scott (2024-06-01). "Prueba de MOND en cuerpos pequeños en el sistema solar remoto" . The Astrophysical Journal . 968 (1): 47. arXiv : 2403.09555 . Bibcode : 2024ApJ...968...47V . doi : 10.3847/1538-4357/ad40a3 . ISSN 0004-637X . 
  92. ↑ Klein, Norbert (19 de marzo de 2020). "Evidencia de dinámica newtoniana modificada a partir de experimentos de constante gravitacional tipo Cavendish" . Classical and Quantum Gravity . 37 (6): 065002. arXiv : 1901.02604 . Bibcode : 2020CQGra..37f5002K . doi : 10.1088/1361-6382/ab6cab . ISSN 0264-9381 . 
  93. ^ Milgrom, Mordehai (21 de diciembre de 2015). "Los cúmulos de galaxias ultradifusos como clave para el enigma del cúmulo MOND" (PDF) . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 454 (4): 3810– 3815. doi : 10.1093/mnras/stv2202 . ISSN 0035-8711 . Consultado el 1 de marzo de 2025 . 
  94. 1 2 3 Angus, Garry W.; Shan, Huan Yuan; Zhao, Hong Sheng y Famaey, Benoit (2007). "Sobre la prueba de la materia oscura, la ley de la gravedad y la masa de los neutrinos". The Astrophysical Journal Letters . 654 (1): L13– L16. arXiv : astro-ph/0609125 . Bibcode : 2007ApJ...654L..13A . doi : 10.1086/510738 . S2CID 17977472 . 
  95. ↑ RH Sanders (2007). "Neutrinos como materia oscura de cúmulos" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 380 (1): 331– 338. arXiv : astro-ph/0703590 . Bibcode : 2007MNRAS.380..331S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12073.x . S2CID 14237211 . 
  96. ↑ Nieuwenhuizen, Theodorus M. (2015). "Masa de neutrino de Dirac a partir de un modelo de materia oscura de neutrinos para el cúmulo de galaxias Abell 1689". Journal of Physics: Conference Series . 701 (1): 012022(13pp). arXiv : 1510.06958 . Bibcode : 2016JPhCS.701a2022N . doi : 10.1088/1742-6596/701/1/012022 . S2CID 3599969 . 
  97. ↑ Nieuwenhuizen, Theodorus M. (2016). "Cómo Zwicky ya descartó las teorías de gravedad modificada sin materia oscura". Fortschritte der Physik . 65 ( 6– 8) 1600050. arXiv : 1610.01543 . doi : 10.1002/prop.201600050 . S2CID 118676940 . 
  98. 1 2 3 Clowe, Douglas; Bradač, Maruša; Gonzalez, Anthony H.; Markevitch, Maxim; Randall, Scott W.; Jones, Christine y Zaritsky, Dennis (2006). "Una prueba empírica directa de la existencia de materia oscura". The Astrophysical Journal Letters . 648 (2): L109– L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Bibcode : 2006ApJ...648L.109C . doi : 10.1086/508162 . S2CID 2897407 . 
  99. ↑ GW Angus; B. Famaey y H. Zhao (septiembre de 2006). "¿Puede MOND soportar una bala? Comparaciones analíticas de tres versiones de MOND más allá de la simetría esférica" . Mon. Not. R. Astron. Soc . 371 (1): 138– 146. arXiv : astro-ph/0606216v1 . Bibcode : 2006MNRAS.371..138A . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10668.x . S2CID 15025801 . 
  100. 1 2 Scott, D.; White, M.; Cohn, JD; Pierpaoli, E. (2001). "Dificultades cosmológicas con la dinámica newtoniana modificada (o: ¿El fin del mundo?)". arXiv : astro-ph/0104435 .
  101. ↑ Contaldi, Carlo R.; Wiseman, Toby; Withers, Benjamin (2008). "TeVeS se topa con cáusticas". Physical Review D . 78 (4) 044034. arXiv : 0802.1215 . Bibcode : 2008PhRvD..78d4034C . doi : 10.1103/PhysRevD.78.044034 . S2CID 119240967 . 
  102. ↑ Jacob D. Bekenstein (2004). "Teoría de la gravitación relativista para el paradigma MOND". Phys. Rev. D70 ( 8) 83509. arXiv : astro-ph/0403694 . Bibcode : 2004PhRvD..70h3509B . doi : 10.1103/PhysRevD.70.083509 .
  103. ↑ Clifton, Timothy; Ferreira, Pedro G.; Padilla, Antonio; Skordis, Constantinos (2012). "Gravedad modificada y cosmología". Physics Reports . 513 ( 1– 3): 1– 189. arXiv : 1106.2476 . Bibcode : 2012PhR...513....1C . doi : 10.1016/j.physrep.2012.01.001 . S2CID 119258154 . 
  104. ↑ Slosar, Anže; Melchiorri, Alessandro ; Silk, Joseph I. (2005). "Prueba de dinámica newtoniana modificada con datos recientes de Boomerang". Physical Review D. 72 ( 10) 101301. arXiv : astro-ph/0508048 . Bibcode : 2005PhRvD..72j1301S . doi : 10.1103/PhysRevD.72.101301 .
  105. ↑ Seifert, MD (2007). "Estabilidad de soluciones esféricamente simétricas en teorías modificadas de la gravedad". Physical Review D . 76 (6) 064002. arXiv : gr-qc/0703060 . Bibcode : 2007PhRvD..76f4002S . doi : 10.1103/PhysRevD.76.064002 . S2CID 29014948 . 
  106. ↑ Zhang, P.; Liguori, M.; Bean, R.; Dodelson, S. (2007). "Probing Gravity at Cosmological Scales by Measurements which Test the Relationship between Gravitational Lensing and Matter Overdensity". Physical Review Letters . 99 (14) 141302. arXiv : 0704.1932 . Bibcode : 2007PhRvL..99n1302Z . doi : 10.1103/PhysRevLett.99.141302 . PMID 17930657 . S2CID 119672184 .  
  107. ↑ Boran, Sibel; Desai, Shantanu; Kahya, Emre; Woodard, Richard (2018), "GW170817 Falsifies Dark Matter Emulators", Physical Review D , 97 (4) 041501, arXiv : 1710.06168 , Bibcode : 2018PhRvD..97d1501B , doi : 10.1103/PhysRevD.97.041501 , S2CID 119468128 
  108. ↑ Alzain, Mohammed (2017). "Modified Newtonian Dynamics (MOND) as a Modification of Newtonian Inertia". Journal of Astrophysics and Astronomy . 38 (4) 59. arXiv : 1708.05385 . Bibcode : 2017JApA...38...59A . doi : 10.1007/s12036-017-9479-0 . S2CID 119245210 . 
  109. ↑ Ade, PAR; et al. (2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astron. Astrophys . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID 119262962 .  
  110. ↑ Skordis, C.; et al. (2006). "Estructura a gran escala en la teoría de Bekenstein de la dinámica newtoniana modificada relativista". Phys . Rev. Lett . 96 (1) 011301. arXiv : astro-ph/0505519 . Bibcode : 2006PhRvL..96a1301S . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.011301 . PMID 16486433. S2CID 46508316 .   
  111. ↑ McGaugh, Stacy (2015). "Una historia de dos paradigmas: la inconmensurabilidad mutua de ΛCDM y MOND". Revista Canadiense de Física . 93 (2): 250– 259. arXiv : 1404.7525v2 . Bibcode : 2015CaJPh..93..250M . doi : 10.1139/cjp-2014-0203 . S2CID 51822163 . 
  112. ↑ Charles L. Steinhardt; Peter Capak; Dan Masters y Josh S. Speagle (2016). "El problema de la galaxia imposiblemente temprana" . The Astrophysical Journal . 824 (1): 21. arXiv : 1506.01377 . Bibcode : 2016ApJ...824...21S . doi : 10.3847/0004-637X/824/1/21 . S2CID 35183078 . 
  113. ^ Milgrom, Mordehai (2020). "La conexión cosmológica $ a_0 $ en MOND". arXiv : 0801.3133 [ astro-ph ].
  114. ↑ Schlatter, A.; Kastner, RE (2023). "Gravedad a partir de transacciones: Cumpliendo el programa de gravedad entrópica" . Journal of Physics Communications . 7 (6): 065009. arXiv : 2209.04025 . Bibcode : 2023JPhCo...7f5009S . doi : 10.1088/2399-6528/acd6d7 . S2CID 258791517 . 
  115. ↑ Wallin, John F.; Dixon, David S.; Page, Gary L. (23 de mayo de 2007). "Prueba de la gravedad en el sistema solar exterior: resultados de objetos transneptunianos". The Astrophysical Journal . 666 (2): 1296– 1302. arXiv : 0705.3408 . Bibcode : 2007ApJ...666.1296W . doi : 10.1086/520528 . S2CID 18654075 . 
  116. ↑ Ignatiev, A.Yu. (2015). "Probando MOND en la Tierra". Revista Canadiense de Física . 93 (2): 166– 168. arXiv : 1408.3059 . Bibcode : 2015CaJPh..93..166I . doi : 10.1139/cjp-2014-0164 . S2CID 119260352 . 
  117. ↑ De Lorenci, VA; Faúndez-Abans, M.; Pereira, JP (2009). "Poniendo a prueba la segunda ley de Newton en el régimen de pequeñas aceleraciones". Astronomía y Astrofísica . 503 (1): L1– L4. arXiv : 1002.2766 . Bibcode : 2009A & A...503L...1D . doi : 10.1051/0004-6361/200811520 . S2CID 53345722 . 
  118. ↑ Trenkel, Christian; Kemble, Steve; Bevis, Neil; Magueijo, Joao (2010). "Probando MOND/TEVES con LISA Pathfinder". arXiv : 1001.1303 [ astro-ph.CO ].
  119. ↑ Blanchet, Luc; Novak, Jerome (2011). "Probando MOND en el Sistema Solar". arXiv : 1105.5815 [ astro-ph.CO ].
  120. ↑ Sahni, Varun; Shtanov, Yuri (2008). "Apsis: Un sistema planetario artificial en el espacio para sondear la gravedad y el universo extradimensionales". International Journal of Modern Physics D . 17 (3n04): 453– 466. arXiv : gr-qc/0606063 . Bibcode : 2008IJMPD..17..453S . doi : 10.1142/S0218271808012127 . S2CID 6416355 . 
  121. ↑ Hernandez, X.; Jiménez, MA; Allen, C. (2012). "Binarias amplias como prueba crítica de la gravedad clásica" . The European Physical Journal C. 72 ( 2): 1884. arXiv : 1105.1873 . Bibcode : 2012EPJC...72.1884H . doi : 10.1140/epjc/s10052-012-1884-6 . S2CID 119202534 . 
  122. ↑ Hossenfelder, Sabine; Mistele, Tobias (2018). "La dependencia del corrimiento al rojo de la aceleración radial: gravedad modificada versus materia oscura de partículas". International Journal of Modern Physics D . 27 (14). arXiv : 1803.08683 . Bibcode : 2018IJMPD..2747010H . doi : 10.1142/S0218271818470107 . S2CID 54663204 . 

Lecturas adicionales

Técnico (libros y reseñas de libros):

  • Banik, Indranil; Zhao, Hongsheng (27 de junio de 2022). "De las barras galácticas a la tensión del Hubble: sopesando la evidencia astrofísica de la gravedad milgromiana" . Symmetry . 14 (7): 1331. arXiv : 2110.06936 . Bibcode : 2022Symm...14.1331B . doi : 10.3390/sym14071331 . ISSN 2073-8994 . 
  • Merritt, David (2020). Un enfoque filosófico de MOND: Evaluación del programa de investigación milgromiano en cosmología (Cambridge: Cambridge University Press ), 282 pp. ISBN 9781108492690
  • Famaey, Benoît; McGaugh, Stacy S. (2012). "Modified Newtonian Dynamics (MOND): Observational Phenomenology and Relativistic Extensions" . Living Reviews in Relativity . 15 (1): 10. arXiv : 1112.3960 . Bibcode : 2012LRR....15...10F . doi : 10.12942/lrr-2012-10 . PMC 5255531. PMID 28163623 .  

Artículos técnicos (de revisión):

  • McGaugh, Stacy S. (2015). "Una historia de dos paradigmas: la inconmensurabilidad mutua de ΛCDM y MOND". Revista Canadiense de Física . 93 (2): 250– 259. arXiv : 1404.7525 . Bibcode : 2015CaJPh..93..250M . doi : 10.1139/cjp-2014-0203 . S2CID 51822163 . 
  • Milgrom, Mordehai (2015). "Teoría MOND". Revista Canadiense de Física . 93 (2): 107– 118. arXiv : 1404.7661 . Bibcode : 2015CaJPh..93..107M . doi : 10.1139/cjp-2014-0211 . S2CID 119183394 . 
  • Kroupa, Pavel (2015). "Las galaxias como sistemas dinámicos simples: los datos observacionales desfavorecen la materia oscura y la formación estelar estocástica". Canadian Journal of Physics . 93 (2): 169– 202. arXiv : 1406.4860 . Bibcode : 2015CaJPh..93..169K . doi : 10.1139/cjp-2014-0179 . S2CID 118479184 . 
  • Milgrom, Mordehai (2014). "El paradigma MOND de dinámica modificada" . Scholarpedia . 9 (6) 31410. Bibcode : 2014SchpJ...931410M . doi : 10.4249/scholarpedia.31410 .
  • Scarpa, Riccardo (2006). "Modified Newtonian Dynamics, an Introductory Review". AIP Conference Proceedings . Vol.  822. AIP. pp. 253–265 . arXiv : astro-ph/0601478 . doi : 10.1063/1.2189141 . 

Popular:

  • Un modelo no estándar , David Merritt, revista Aeon, julio de 2021
  • Los críticos de la materia oscura se centran en los detalles e ignoran el panorama general , Lee, 14 de noviembre de 2012
  • Milgrom, Mordehai (2009). "MOND: ¿Es hora de un cambio de mentalidad?". arXiv : 0908.3842 [ astro-ph.CO ].
  • Los escépticos de la "materia oscura" aún no han sido silenciados. Archivado el 20 de mayo de 2016 en Wayback Machine , World Science, 2 de agosto de 2007.
  • ¿Existe realmente la materia oscura?, Milgrom, Scientific American, agosto de 2002
  • Logotipo de Wikimedia CommonsContenido multimedia relacionado con la dinámica newtoniana modificada en Wikimedia Commons.
  • Sitio web de Mordehai Milgrom
  • Amplia colección de conferencias y charlas en YouTube.
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