Cosmologia - curve di rotazione della galassia a spirale

In questo capitolo, discuteremo delle curve di rotazione della galassia a spirale e delle prove per la materia oscura.

Materia oscura e fatti osservativi sulla materia oscura

La prima prova della materia oscura era il study of the Kinematics of Spiral Galaxy.
Il Sole è spostato di 30.000 anni luce dal centro della nostra galassia. La velocità centrica galattica è di 220 km / s.
Perché la velocità di 220 km / s non è 100 km / so 500 km / s? Cosa governa il movimento circolare dell'oggetto?
La massa racchiusa nel raggio aiuta a rilevare la velocità nell'universo.

Rotazione della Via Lattea o galassia a spirale - Rotazione differenziale

Angular Velocity varia con la distanza dal centro.
Il periodo di tempo orbitale dipende dalla distanza dal centro.
Il materiale più vicino al centro galattico ha un periodo di tempo più breve e il materiale lontano dal centro galattico ha un periodo di tempo più ampio.

Curva di rotazione

Prevedi il cambiamento di velocità con il Galactic centric radius. La curva che dà la velocità cambia con il raggio orbitale.
Quando vediamo le cose muoversi, pensiamo che sia la gravità che influenza la rotazione.
La distribuzione della massa varia con il raggio. La densità della materia predice la curva di rotazione. La curva di rotazione basata sulla densità della materia, che varia con il raggio.

Luminosità superficiale

Scegliamo il cerotto e vediamo quanta luce esce.
La quantità di luce proveniente dal cerotto viene chiamata luminosità della superficie.
La sua unità è mag/arcsec².
Se troviamo che la luminosità della superficie varia con il raggio, possiamo scoprire che la materia luminosa varia con il raggio.

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

$ h_R $ è la lunghezza della scala. $ \ mu (r) = \ mu_o \ ast exp \ left (\ frac {-r} {h_R} \ right) $
$ h_R $ è quasi 3 kpc per la Via Lattea.

Galassie a spirale

Affinché gli astronomi comprendano la curva di rotazione, hanno diviso le galassie in due componenti, che sono:

Disk
Bulge

L'immagine seguente mostra un rigonfiamento sferico centrale + disco circolare. La distribuzione stellare e del gas è diversa nel rigonfiamento e nel disco.

Cinematica delle galassie a spirale

La velocità circolare di qualsiasi oggetto - Per il rigonfiamento è (r <Rb).

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

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

$$ V ^ 2 (r) = G \ ast \ frac {M (r)} {r} $$
Bulge ha una densità di stelle più o meno costante.
La densità all'interno del rigonfiamento è costante (non cambia con la distanza all'interno del rigonfiamento).
In un disco, la densità stellare diminuisce con il raggio. Il raggio aumenta poi la materia luminosa diminuisce.
In blocco - $ V (r) \ propto r $
Nel disco - $ V (r) \ propto 1 / \ sqrt {r} $

Curva di rotazione delle galassie a spirale

Tramite la Spectroscopy (galassie vicine - risolte spazialmente la galassia), produciamo la curva di rotazione.
Come accennato in precedenza, vediamo che la curva di rotazione è piatta nelle regioni esterne, cioè le cose si muovono velocemente nelle regioni esterne, il che generalmente non è previsto in questa forma.
La velocità orbitale aumenta con l'aumento del raggio della regione interna, ma si appiattisce nella regione esterna.

Materia oscura

Si dice che la Materia Oscura sia la Componente Non Luminosa dell'Universo. Cerchiamo di capire la materia oscura attraverso i seguenti suggerimenti.

Le curve di rotazione piatte sono contrarie a ciò che vediamo per la distribuzione di stelle e gas nelle galassie a spirale.
La luminosità della superficie del disco diminuisce esponenzialmente con il raggio, il che implica che la massa della materia luminosa, principalmente stelle, è concentrata attorno al centro galattico.
L'appiattimento della curva di rotazione suggerisce che la massa totale della galassia entro un certo raggio r è in aumento sempre con l'aumento di r.
Questo può essere spiegato solo se c'è una grande quantità di massa gravitante invisibile in queste galassie che non emette radiazioni elettromagnetiche.
Le misurazioni della curva di rotazione delle galassie a spirale sono una delle prove più convincenti per la materia oscura.

Prove di materia oscura

Missing Mass - 10 volte la massa luminosa.
La maggior parte di questa materia oscura deve trovarsi nell'alone della galassia: grandi quantità di materia oscura nel disco possono disturbare la stabilità a lungo termine del disco contro le forze di marea.
Una piccola frazione della materia oscura nel disco può essere barionica - stelle deboli (nane brune, nane nere) e resti stellari compatti (stelle di neutroni, buchi neri). Ma tale materia oscura barionica non può spiegare la scala completa della massa mancante nelle galassie.
Profilo di densità della materia oscura - $ M (r) \ propto r $ e $ \ rho (r) \ propto r ^ {- 2} $.
I dati della curva di rotazione per le galassie a spirale sono coerenti con la materia oscura distribuita nel loro alone.
Questo alone scuro costituisce gran parte della massa totale della galassia.
Tutta la materia barionica (stelle, ammassi stellari, ISM, ecc.) È tenuta insieme dal potenziale gravitazionale di questo alone di materia oscura.

Conclusione

La materia oscura è stata rilevata solo attraverso la loro interazione gravitazionale con una materia ordinaria. Non è stata ancora osservata alcuna interazione con la luce (nessuna forza elettromagnetica).
Neutrinos- Carica meno, interagisce debolmente, ma la massa è troppo inferiore (<0,23 eV). Le particelle di DM dovrebbero avere E> 10 eV circa per spiegare la formazione della struttura.
Weakly Interacting Massive Particles (WIMPS) può essere la fonte della materia oscura.

Punti da ricordare

Il materiale più vicino al centro galattico ha un periodo di tempo più breve.
Bulge ha una densità di stelle più o meno costante.
La luminosità della superficie del disco diminuisce esponenzialmente con il raggio.
Grandi quantità di materia oscura nel disco possono disturbare la stabilità a lungo termine del disco contro le forze di marea.