Astronomy
Curva de rotación de una galaxia
La curva que debería caer y no cae: la materia oscura como medida. Las estrellas de una galaxia orbitan a la velocidad que dicta su masa - un bulbo, un disco exponencial con el potencial exacto de Freeman, un disco de gas -, y más allá de unas pocas longitudes de escala esa velocidad debe caer como la de los planetas. Las curvas medidas se mantienen planas. Añade un halo, apágalo, compara con los datos y lee χ²; mira cómo un radio de estrellas se enrolla en espiral.
Qué ocurre
La velocidad orbital de una estrella la fija la masa dentro de su órbita. Fuera del disco brillante esa masa deja de crecer, así que la velocidad debería caer como uno entre la raíz del radio, como la de los planetas. No cae: las curvas medidas siguen planas hasta la última nube de gas. O la gravedad está mal o hay masa que no vemos: un halo, varias veces el total visible, que se extiende mucho más allá del disco. Apaga el halo y la galaxia exterior se frena; los datos se quedan donde estaban y χ² dice por cuánto fallas. El disco se calcula como disco delgado (potencial de Freeman), no como esfera; el conjunto de datos es sintético y lo dice.
Ecuaciones del módulo
Ecuaciones v² = v_b² + v_d² + v_g² + v_h² bulge: v² = G M r/(r + a)² disco: v² = 4πGΣ₀R y²[I₀(y)K₀(y) − I₁(y)K₁(y)], y = r/2R Halo: v² = v∞²[1 − (r_c/r) atan(r/r_c)]
