Curva de rotação da galáxia - Galaxy rotation curve

Curva de rotação da galáxia espiral Messier 33 (pontos amarelos e azuis com barras de erro), e uma prevista a partir da distribuição da matéria visível (linha cinza). A discrepância entre as duas curvas pode ser explicada pela adição de um halo de matéria escura ao redor da galáxia.
Esquerda: Uma galáxia simulada sem matéria escura. À direita: Galáxia com uma curva de rotação plana que seria esperada com matéria escura.

A curva de rotação de uma galáxia de disco (também chamada de curva de velocidade ) é um gráfico das velocidades orbitais de estrelas visíveis ou gás naquela galáxia versus sua distância radial do centro dessa galáxia. Normalmente é representado graficamente como um gráfico e os dados observados de cada lado de uma galáxia espiral são geralmente assimétricos, de modo que os dados de cada lado são calculados em média para criar a curva. Existe uma discrepância significativa entre as curvas experimentais observadas e uma curva derivada pela aplicação da teoria da gravidade à matéria observada em uma galáxia. Teorias envolvendo matéria escura são as principais soluções postuladas para explicar a variância.

As velocidades rotacionais / orbitais de galáxias / estrelas não seguem as regras encontradas em outros sistemas orbitais, como estrelas / planetas e planetas / luas que têm a maior parte de sua massa no centro. As estrelas giram em torno do centro de sua galáxia em velocidade igual ou crescente em uma grande variedade de distâncias. Em contraste, as velocidades orbitais dos planetas em sistemas planetários e das luas em órbita dos planetas diminuem com a distância de acordo com a terceira lei de Kepler . Isso reflete as distribuições de massa dentro desses sistemas. As estimativas de massa para galáxias com base na luz que emitem são muito baixas para explicar as observações de velocidade.

O problema da rotação da galáxia é a discrepância entre as curvas de rotação da galáxia observadas e a previsão teórica, assumindo uma massa centralmente dominada associada ao material luminoso observado. Quando os perfis de massa das galáxias são calculados a partir da distribuição das estrelas em espirais e da razão massa-luz nos discos estelares, eles não correspondem às massas derivadas das curvas de rotação observadas e da lei da gravidade . Uma solução para este enigma é levantar a hipótese da existência de matéria escura e assumir sua distribuição do centro da galáxia até seu halo .

Embora a matéria escura seja de longe a explicação mais aceita para o problema de rotação, outras propostas foram apresentadas com vários graus de sucesso. Das alternativas possíveis , uma das mais notáveis ​​é a dinâmica newtoniana modificada (MOND), que envolve a modificação das leis da gravidade.

História

Em 1932, Jan Hendrik Oort foi o primeiro a relatar que as medições das estrelas na vizinhança solar indicavam que elas se moviam mais rápido do que o esperado quando uma distribuição de massa baseada na matéria visível foi assumida, mas essas medições foram posteriormente determinadas como essencialmente errôneas. Em 1939, Horace Babcock relatou em sua tese de doutorado medições da curva de rotação para Andrômeda, que sugeria que a relação massa / luminosidade aumenta radialmente. Ele atribuiu isso à absorção de luz dentro da galáxia ou à dinâmica modificada nas porções externas da espiral e não a qualquer forma de matéria ausente. As medições de Babcock acabaram discordando substancialmente das encontradas mais tarde, e a primeira medição de uma curva de rotação estendida em bom acordo com os dados modernos foi publicada em 1957 por Henk van de Hulst e colaboradores, que estudaram M31 com o telescópio Dwingeloo de 25 metros recém-encomendado . Um artigo complementar de Maarten Schmidt mostrou que essa curva de rotação poderia ser ajustada por uma distribuição de massa achatada mais extensa do que a luz. Em 1959, Louise Volders usou o mesmo telescópio para demonstrar que a galáxia espiral M33 também não gira como esperado de acordo com a dinâmica Kepler .

Reportando-se à NGC 3115 , Jan Oort escreveu que "a distribuição de massa no sistema parece não ter quase nenhuma relação com a da luz ... descobre-se que a relação entre massa e luz nas partes externas de NGC 3115 é de cerca de 250". . Na página 302-303 de seu artigo de jornal, ele escreveu que "O sistema luminoso fortemente condensado parece embutido em uma massa grande e mais ou menos homogênea de grande densidade" e embora ele especulou que essa massa pode ser anã extremamente tênue estrelas ou gás interestelar e poeira, ele havia detectado claramente o halo de matéria escura desta galáxia.

O telescópio Carnegie (Carnegie Double Astrograph) foi concebido para estudar este problema de rotação galáctica.

No final da década de 1960 e início da década de 1970, Vera Rubin , astrônoma do Departamento de Magnetismo Terrestre da Carnegie Institution of Washington , trabalhou com um novo espectrógrafo sensível que poderia medir a curva de velocidade de galáxias espirais de ponta a ponta com um maior grau de precisão do que jamais foi alcançado. Junto com seu colega Kent Ford , Rubin anunciou em uma reunião de 1975 da American Astronomical Society a descoberta de que a maioria das estrelas nas galáxias espirais orbitam aproximadamente à mesma velocidade, e que isso implicava que as massas das galáxias crescem aproximadamente linearmente com um raio bem além do localização da maioria das estrelas ( protuberância galáctica ). Rubin apresentou seus resultados em um artigo influente em 1980. Esses resultados sugeriram que a gravidade newtoniana não se aplica universalmente ou que, conservadoramente, mais de 50% da massa das galáxias estava contida no halo galáctico relativamente escuro. Embora inicialmente recebido com ceticismo, os resultados de Rubin foram confirmados nas décadas subsequentes.

Se a mecânica newtoniana for assumida como correta, seguir-se-ia que a maior parte da massa da galáxia tinha que estar no bojo galáctico próximo ao centro e que as estrelas e o gás na porção do disco deveriam orbitar o centro em velocidades decrescentes com distância radial do centro galáctico (a linha tracejada na Fig. 1).

As observações da curva de rotação das espirais, entretanto, não confirmam isso. Em vez disso, as curvas não diminuem na relação esperada de raiz quadrada inversa, mas são "planas", ou seja, fora da protuberância central, a velocidade é quase uma constante (a linha sólida na Fig. 1). Observa-se também que as galáxias com uma distribuição uniforme de matéria luminosa têm uma curva de rotação que sobe do centro para a borda, e a maioria das galáxias de baixo brilho de superfície (galáxias LSB) têm a mesma curva de rotação anômala.

As curvas de rotação podem ser explicadas pela hipótese da existência de uma quantidade substancial de matéria permeando a galáxia fora da protuberância central que não está emitindo luz na relação massa-luz da protuberância central. O material responsável pela massa extra foi apelidado de matéria escura , cuja existência foi postulada pela primeira vez na década de 1930 por Jan Oort em suas medições das constantes de Oort e Fritz Zwicky em seus estudos das massas dos aglomerados de galáxias . A existência de matéria escura fria não bariônica (CDM) é hoje uma das principais características do modelo Lambda-CDM que descreve a cosmologia do universo .

Perfis de densidade de halo

Para acomodar uma curva de rotação plana, um perfil de densidade para uma galáxia e seus arredores deve ser diferente daquele que está centralizado. A versão de Newton da Terceira Lei de Kepler implica que o perfil de densidade radial esfericamente simétrico ρ ( r ) é:

onde v ( r ) é o perfil de velocidade orbital radial e G é a constante gravitacional . Este perfil corresponde às expectativas de um perfil de esfera isotérmica singular onde se v ( r ) é aproximadamente constante, então a densidade ρ ∝ r −2 para algum "raio de núcleo" interno onde a densidade é então assumida constante. As observações não condizem com um perfil tão simples, conforme relatado por Navarro, Frenk e White em um artigo seminal de 1996.

Os autores então observaram que uma "inclinação logarítmica que muda suavemente" para uma função de perfil de densidade também pode acomodar curvas de rotação aproximadamente planas em escalas grandes. Eles encontraram o famoso perfil Navarro-Frenk-White , que é consistente tanto com as simulações de N-corpos quanto com as observações fornecidas por

onde a densidade central, ρ 0 , e o raio da escala, R s , são parâmetros que variam de halo a halo. Como a inclinação do perfil de densidade diverge no centro, outros perfis alternativos foram propostos, por exemplo, o perfil de Einasto , que exibiu melhor concordância com certas simulações de halo de matéria escura.

As observações das velocidades da órbita em galáxias espirais sugerem uma estrutura de massa de acordo com:

com Φ o potencial gravitacional da galáxia .

Visto que as observações da rotação da galáxia não correspondem à distribuição esperada da aplicação das leis de Kepler, elas não correspondem à distribuição da matéria luminosa. Isso implica que as galáxias espirais contêm grandes quantidades de matéria escura ou, alternativamente, a existência de física exótica em ação nas escalas galácticas. O componente invisível adicional torna-se progressivamente mais conspícuo em cada galáxia nos raios externos e entre as galáxias nas menos luminosas.

Uma interpretação popular dessas observações é que cerca de 26% da massa do Universo é composta de matéria escura, um tipo hipotético de matéria que não emite ou interage com radiação eletromagnética . Acredita-se que a matéria escura domine o potencial gravitacional de galáxias e aglomerados de galáxias. Segundo essa teoria, as galáxias são condensações bariônicas de estrelas e gás (principalmente hidrogênio e hélio) que ficam nos centros de halos muito maiores de matéria escura, afetados por uma instabilidade gravitacional causada por flutuações de densidade primordial.

Muitos cosmologistas se esforçam para entender a natureza e a história desses halos escuros onipresentes, investigando as propriedades das galáxias que eles contêm (ou seja, sua luminosidade, cinemática, tamanhos e morfologias). A medição da cinemática (suas posições, velocidades e acelerações) das estrelas observáveis ​​e gás tornou-se uma ferramenta para investigar a natureza da matéria escura, quanto ao seu conteúdo e distribuição em relação aos vários componentes bariônicos dessas galáxias.

Outras investigações

Comparação de galáxias de disco em rotação nos dias atuais (à esquerda) e no Universo distante (à direita).

A dinâmica rotacional das galáxias é bem caracterizada por sua posição na relação Tully-Fisher , o que mostra que, para galáxias espirais, a velocidade rotacional está unicamente relacionada à sua luminosidade total. Uma maneira consistente de prever a velocidade de rotação de uma galáxia espiral é medir sua luminosidade bolométrica e, em seguida, ler sua taxa de rotação a partir de sua localização no diagrama de Tully-Fisher. Por outro lado, saber a velocidade de rotação de uma galáxia espiral dá sua luminosidade. Assim, a magnitude da rotação da galáxia está relacionada à massa visível da galáxia.

Embora o ajuste preciso dos perfis de densidade do bojo, disco e halo seja um processo bastante complicado, é simples modelar os observáveis ​​de galáxias em rotação por meio dessa relação. Assim, embora as simulações cosmológicas e de formação de galáxias de última geração de matéria escura com matéria bariônica normal incluída possam ser combinadas com observações de galáxias, ainda não há nenhuma explicação direta de por que a relação de escala observada existe. Além disso, investigações detalhadas das curvas de rotação de galáxias de baixo brilho de superfície ( galáxias LSB) na década de 1990 e de sua posição na relação Tully-Fisher mostraram que as galáxias LSB tinham que ter halos de matéria escura que são mais estendidos e menos densos que aquelas de galáxias com alto brilho de superfície e, portanto, o brilho da superfície está relacionado às propriedades do halo. Essas galáxias anãs dominadas pela matéria escura podem ser a chave para resolver o problema da galáxia anã de formação de estruturas .

Muito importante, a análise das partes internas de galáxias de baixo e alto brilho de superfície mostrou que a forma das curvas de rotação no centro de sistemas dominados por matéria escura indica um perfil diferente do perfil de distribuição de massa espacial NFW . O chamado problema do halo cuspy é um problema persistente para a teoria padrão da matéria escura fria. Simulações envolvendo o feedback da energia estelar no meio interestelar, a fim de alterar a distribuição prevista da matéria escura nas regiões mais internas das galáxias, são frequentemente invocadas neste contexto.

Alternativas para matéria escura

Houve várias tentativas de resolver o problema da rotação da galáxia modificando a gravidade sem invocar a matéria escura. Um dos mais discutidos é Modified Newtonian Dynamics (MOND), originalmente proposto por Mordehai Milgrom em 1983, que modifica a lei de força newtoniana em baixas acelerações para aumentar a atração gravitacional efetiva. O MOND teve um sucesso considerável em prever as curvas de rotação de galáxias de baixo brilho de superfície, combinando a relação Tully-Fisher bariônica e as dispersões de velocidade das pequenas galáxias satélites do Grupo Local .

Usando dados do banco de dados Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC), um grupo descobriu que a aceleração radial traçada por curvas de rotação poderia ser prevista apenas a partir da distribuição bárion observada (isto é, incluindo estrelas e gás, mas não matéria escura). A mesma relação proporcionou um bom ajuste para 2.693 amostras em 153 galáxias rotativas, com diversas formas, massas, tamanhos e frações de gás. O brilho no infravermelho próximo, onde a luz mais estável dos gigantes vermelhos domina, foi usado para estimar a contribuição de densidade devido às estrelas de forma mais consistente. Os resultados são consistentes com o MOND e colocam limites nas explicações alternativas envolvendo apenas a matéria escura. No entanto, as simulações cosmológicas dentro de uma estrutura Lambda-CDM que incluem efeitos de feedback bariônico reproduzem a mesma relação, sem a necessidade de invocar novas dinâmicas (como MOND). Assim, uma contribuição devida à própria matéria escura pode ser totalmente previsível daquela dos bárions, uma vez que os efeitos de feedback devido ao colapso dissipativo dos bárions são levados em consideração. MOND não é uma teoria relativística, embora teorias relativísticas que reduzem a MOND tenham sido propostas, como a gravidade tensor-vetor-escalar (TeVeS), a gravidade escalar-tensor-vetorial (STVG) e a teoria f (R) de Capozziello e De Laurentis.

Um modelo de galáxia baseado em uma métrica da relatividade geral também foi proposto, mostrando que as curvas de rotação para a Via Láctea , NGC 3031 , NGC 3198 e NGC 7331 são consistentes com as distribuições de densidade de massa da matéria visível, evitando a necessidade de um massivo halo de matéria escura exótica.

De acordo com uma análise de 2020 dos dados produzidos pela espaçonave Gaia , parece possível explicar pelo menos a curva de rotação da Via Láctea sem exigir qualquer matéria escura se, em vez de uma aproximação newtoniana, todo o conjunto de equações da relatividade geral for adotado .

Em março de 2021, Gerson Otto Ludwig publicou um modelo baseado na relatividade geral que explica as curvas de rotação da galáxia com gravitoeletromagnetismo .

Veja também

Notas de rodapé

Leitura adicional

Bibliografia

  • V. Rubin, V .; Ford Jr., WK (1970). "Rotação da Nebulosa de Andrômeda a partir de uma Pesquisa Espectroscópica de Regiões de Emissão". Astrophysical Journal . 159 : 379. bibcode : 1970ApJ ... 159..379R . doi : 10.1086 / 150317 . Este foi o primeiro estudo detalhado da rotação orbital em galáxias.
  • V. Rubin; N. Thonnard; WK Ford Jr (1980). "Propriedades de rotação de galáxias de 21 Sc com uma grande variedade de luminosidades e raios de NGC 4605 (R = 4kpc) a UGC 2885 (R = 122kpc)". Astrophysical Journal . 238 : 471. bibcode : 1980ApJ ... 238..471R . doi : 10.1086 / 158003 .As observações de um conjunto de galáxias espirais evidenciaram que as velocidades orbitais das estrelas nas galáxias eram inesperadamente altas a grandes distâncias do núcleo. Este artigo foi influente para convencer os astrônomos de que a maior parte da matéria no universo é escura, e grande parte dela é formada por galáxias.
  • Astronomia Galáctica , Dmitri Mihalas e Paul McRae . WH Freeman 1968.

links externos