¿Cómo podemos conocer la curva de velocidad más allá del radio de corte de la materia visible en una galaxia?

De hecho, esto puede ser confuso al principio. La curva de velocidad se mide utilizando varios objetos trazadores, siendo las estrellas y las nubes de hidrógeno los más obvios. Las nubes de hidrógeno se pueden encontrar mucho más allá de donde brillan las estrellas. Como ejemplo concreto (y bonito), modifiqué ligeramente la Figura 3 de este artículo:

Esta es la galaxia Messier 74. A la izquierda se ve el mapa de hidrógeno integrado (HI) de la encuesta THINGS. A la derecha está, a la misma escala, la imagen óptica de la encuesta DSS. Claramente, lo que vemos con las estrellas es solo una pequeña parte de la galaxia.

Su cálculo brinda una buena primera estimación de qué esperar, pero solo es correcto para una distribución esféricamente simétrica. Por el contrario, observamos que tanto las estrellas como las nubes de hidrógeno se limitan a un disco relativamente delgado. Por lo tanto, ni las estrellas ni las nubes de hidrógeno pueden explicar la curva de rotación plana observada.

Por cierto, de hecho un simple$M(r)\propto r$da la velocidad de rotación constante correcta, como se ve en su primera ecuación. Esta es la distribución de masa de un halo isotérmico. Tal distribución es consistente con lo que cabría esperar, por ejemplo, de simulaciones de formación de estructuras. En conjunto, es otra pieza consistente en el rompecabezas de la evidencia de la materia oscura.

Claramente, una curva de rotación no se puede medir más allá del punto en el que no se puede ver ninguna materia visible.

Las mediciones de la velocidad de rotación pueden provenir de nubes de gas hidrógeno, nebulosas planetarias distantes o cúmulos globulares y galaxias satélite. Estos objetos son tan escasos que hacen una contribución insignificante a la masa galáctica.

La materia oscura no comienza en algún radio, y la materia normal no termina abruptamente en algún radio.

La densidad de superficie no es densidad de volumen y tiene diferentes unidades.

La velocidad en un disco Kepleriano, que podría ser el modelo apropiado para una galaxia de disco, no depende del radio como$v \propto r^{-1/2}$, ya que eso supone una distribución de masa esféricamente simétrica. Por lo tanto, si desea evitar la materia oscura (no puede, con la gravedad newtoniana), debe comenzar comparando con un modelo autoconsistente del campo de velocidad de acuerdo con la distribución de masa visible.