Astronomy
Krzywa rotacji galaktyki
Krzywa, która powinna opadać i nie opada: ciemna materia jako pomiar. Gwiazdy galaktyki krążą z prędkością, jaką dyktuje jej masa - zgrubienie, dysk wykładniczy z dokładnym potencjałem Freemana, dysk gazowy - a za kilkoma długościami skali ta prędkość musi opadać jak u planet. Zmierzone krzywe pozostają płaskie. Dodaj halo, wyłącz je, porównaj z danymi i odczytaj χ²; patrz, jak szprycha gwiazd zwija się w spiralę.
Co się dzieje
Prędkość orbitalną gwiazdy wyznacza masa wewnątrz jej orbity. Poza jasnym dyskiem ta masa przestaje rosnąć, więc prędkość powinna opadać jak jeden przez pierwiastek promienia - jak u planet. Nie opada: zmierzone krzywe biegną płasko do ostatniego obłoku gazu. Albo grawitacja jest zła, albo jest masa, której nie widzimy - halo, kilkakrotnie cięższe od widzialnej całości, sięgające daleko poza dysk. Wyłącz halo, a zewnętrzna galaktyka zwolni; dane zostaną gdzie były, a χ² powie, o ile chybiasz. Dysk liczony jest jako cienki dysk (potencjał Freemana), nie jako kula; zestaw danych jest syntetyczny i tak podpisany.
Równania modułu
Równania v² = v_b² + v_d² + v_g² + v_h² zgrubienie: v² = G M r/(r + a)² dysk: 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)]
