Cosmología - Curvas de rotación de galaxias espirales

En este capítulo, analizaremos las curvas de rotación de las galaxias espirales y la evidencia de la materia oscura.

Materia oscura y hechos de observación sobre la materia oscura

La primera evidencia de la materia oscura fue la study of the Kinematics of Spiral Galaxy.
El Sol está desplazado a 30.000 años luz del centro de nuestra Galaxia. La velocidad céntrica galáctica es de 220 km / s.
¿Por qué la velocidad 220 km / s no es 100 km / so 500 km / s? ¿Qué gobierna el movimiento circular del objeto?
La masa encerrada dentro del radio ayuda a detectar la velocidad en el Universo.

Rotación de la Vía Láctea o Galaxia Espiral - Rotación diferencial

Angular Velocity varía con la distancia desde el centro.
El período de tiempo orbital depende de la distancia desde el centro.
El material más cercano al centro galáctico tiene un período de tiempo más corto y el material lejos del centro galáctico tiene un período de tiempo más largo.

Curva de rotacion

Predecir el cambio de velocidad con el Galactic centric radius. La curva que da la velocidad cambia con el radio orbital.
Cuando vemos que las cosas se mueven, pensamos que es la gravedad la que influye en la rotación.
La distribución de masa varía con el radio. La densidad de la materia predecirá la curva de rotación. La curva de rotación basada en la densidad de la materia, que varía con el radio.

Brillo de superficie

Elegimos el parche y vemos cuánta luz sale.
La cantidad de luz que proviene del parche se denomina brillo de superficie.
Su unidad es mag/arcsec².
Si encontramos que el brillo de la superficie varía con el radio, podemos encontrar que la materia luminosa varía con el radio.

$$ \ mu (r) \ propto exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ right) $$

$ h_R $ es la longitud de la escala. $ \ mu (r) = \ mu_o \ ast exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ right) $
$ h_R $ es casi 3 kpc para la Vía Láctea.

Galaxias espirales

Para que los astrónomos entiendan la curva de rotación, dividieron las galaxias en dos componentes, que son:

Disk
Bulge

La siguiente imagen muestra una protuberancia esférica central + disco circular. La distribución estelar y de gas es diferente en la protuberancia y el disco.

Cinemática de galaxias espirales

La velocidad circular de cualquier objeto - Para la protuberancia es (r <Rb).

$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$

$$ M (r) = \ frac {4 \ pi r ^ 3} {3} \ ast \ rho_b $$
Para el disco - (Rb <r <Rd)

$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$
Bulge tiene una densidad de estrellas aproximadamente constante.
La densidad dentro de la protuberancia es constante (no cambia con la distancia dentro de la protuberancia).
En un disco, la densidad estelar disminuye con el radio. El radio aumenta y luego la materia luminosa disminuye.
A granel - $ V (r) \ propto r $
En disco - $ V (r) \ propto 1 / \ sqrt {r} $

Curva de rotación de galaxias espirales

A través de Spectroscopy (galaxias cercanas - la galaxia resuelta espacialmente), producimos la curva de rotación.
Como se mencionó anteriormente, vemos que la curva de rotación es plana en las regiones externas, es decir, las cosas se mueven rápidamente en las regiones externas, lo que generalmente no se espera que sea de esta forma.
La velocidad orbital aumenta con el aumento del radio de la región interna, pero se aplana en la región externa.

Materia oscura

Se dice que la Materia Oscura es el Componente No Luminoso del Universo. Entendamos sobre la materia oscura a través de los siguientes consejos.

Las curvas de rotación planas son contrarias a lo que vemos para la distribución de estrellas y gas en las galaxias espirales.
La luminosidad de la superficie del disco cae exponencialmente con el radio, lo que implica que la masa de materia luminosa, principalmente estrellas, se concentra alrededor del centro galáctico.
El aplanamiento de la curva de rotación sugiere que la masa total de la galaxia dentro de algún radio r está aumentando siempre con el aumento de r.
Esto solo puede explicarse si hay una gran cantidad de masa gravitante invisible en estas galaxias que no emite radiación electromagnética.
Las mediciones de la curva de rotación de las galaxias espirales es uno de los conjuntos de evidencias más convincentes de la materia oscura.

Evidencia de materia oscura

Masa perdida: 10 veces la masa luminosa.
La mayor parte de esta materia oscura debe estar en el halo de la galaxia: grandes cantidades de materia oscura en el disco pueden alterar la estabilidad a largo plazo del disco frente a las fuerzas de las mareas.
Una pequeña fracción de la materia oscura en el disco puede ser bariónica: estrellas tenues (enanas marrones, enanas negras) y remanentes estelares compactos (estrellas de neutrones, agujeros negros). Pero tal materia oscura bariónica no puede explicar la escala completa de masa faltante en las galaxias.
Perfil de densidad de materia oscura: $ M (r) \ propto r $ y $ \ rho (r) \ propto r ^ {- 2} $.
Los datos de la curva de rotación de las galaxias espirales son consistentes con la materia oscura distribuida en su halo.
Este halo oscuro constituye gran parte de la masa total de la galaxia.
Toda la materia bariónica (estrellas, cúmulos de estrellas, ISM, etc.) se mantiene unida por el potencial gravitacional de este halo de materia oscura.

Conclusión

La materia oscura solo se ha detectado a través de su interacción gravitacional con una materia ordinaria. Aún no se ha observado interacción con la luz (sin fuerza electromagnética).
Neutrinos- Carga menos, interactúa débilmente, pero la masa es demasiado menor (<0,23 eV). Las partículas de DM deben tener E> 10 eV más o menos para explicar la formación de la estructura.
Las partículas masivas de interacción débil (WIMPS) pueden ser la fuente de materia oscura.

Puntos para recordar

El material más cercano al centro galáctico tiene un período de tiempo más corto.
Bulge tiene una densidad de estrellas aproximadamente constante.
La luminosidad de la superficie del disco cae exponencialmente con el radio.
Grandes cantidades de materia oscura en el disco pueden alterar la estabilidad a largo plazo del disco frente a las fuerzas de las mareas.