Curva de rotación de la galaxia

La curva de rotación de una galaxia de disco (también llamada curva de velocidad ) es un gráfico de las velocidades orbitales de las estrellas visibles o el gas en esa galaxia frente a su distancia radial desde el centro de esa galaxia. Por lo general, se representa gráficamente como un diagrama , y los datos observados de cada lado de una galaxia espiral son generalmente asimétricos, por lo que los datos de cada lado se promedian para crear la curva. Existe una discrepancia significativa entre las curvas experimentales observadas y una curva derivada aplicando la teoría de la gravedad a la materia observada en una galaxia. Las teorías que involucran la materia oscura son las principales soluciones postuladas para explicar la variación. [3]

Curva de rotación de la galaxia espiral Messier 33 (puntos amarillos y azules con barras de error) y una predicción de la distribución de la materia visible (línea gris). La discrepancia entre las dos curvas se puede explicar agregando un halo de materia oscura que rodea la galaxia. [1] [2]
"> Archivo: Rotación de la galaxia bajo la influencia de la materia oscura.ogvReproducir medios
Izquierda: una galaxia simulada sin materia oscura. Derecha: Galaxia con una curva de rotación plana que se esperaría en presencia de materia oscura.

Las velocidades de rotación / orbitales de las galaxias / estrellas no siguen las reglas que se encuentran en otros sistemas orbitales como estrellas / planetas y planetas / lunas que tienen la mayor parte de su masa en el centro. Las estrellas giran alrededor del centro de su galaxia a una velocidad igual o creciente en un amplio rango de distancias. Por el contrario, las velocidades orbitales de los planetas en los sistemas planetarios y las lunas que orbitan los planetas disminuyen con la distancia de acuerdo con la tercera ley de Kepler . Esto refleja las distribuciones masivas dentro de esos sistemas. Las estimaciones de masa de las galaxias basadas en la luz que emiten son demasiado bajas para explicar las observaciones de velocidad. [4]

El problema de la rotación de las galaxias es la discrepancia entre las curvas de rotación de las galaxias observadas y la predicción teórica, asumiendo una masa dominada centralmente asociada con el material luminoso observado. Cuando los perfiles de masa de las galaxias se calculan a partir de la distribución de estrellas en espirales y las relaciones masa / luz en los discos estelares, no coinciden con las masas derivadas de las curvas de rotación observadas y la ley de la gravedad . Una solución a este enigma es plantear la hipótesis de la existencia de materia oscura y asumir su distribución desde el centro de la galaxia hasta su halo .

Aunque la materia oscura es, con mucho, la explicación más aceptada del problema de la rotación, se han ofrecido otras propuestas con diversos grados de éxito. De las posibles alternativas , una de las más destacables es la dinámica newtoniana modificada (MOND), que implica modificar las leyes de la gravedad. [5]

En 1932, Jan Hendrik Oort se convirtió en el primero en informar que las mediciones de las estrellas en el vecindario solar indicaron que se movían más rápido de lo esperado cuando se asumió una distribución de masa basada en materia visible, pero luego se determinó que estas mediciones eran esencialmente erróneas. [6] En 1939, Horace Babcock informó en su tesis doctoral sobre las mediciones de la curva de rotación de Andrómeda, lo que sugería que la relación masa-luminosidad aumentaba radialmente. [7] Atribuyó eso a la absorción de luz dentro de la galaxia oa la dinámica modificada en las porciones externas de la espiral y no a ninguna forma de materia faltante. Las mediciones de Babcock resultaron no coincidir sustancialmente con las encontradas más tarde, y la primera medición de una curva de rotación extendida que coincidía con los datos modernos fue publicada en 1957 por Henk van de Hulst y colaboradores, quienes estudiaron M31 con el telescopio Dwingeloo de 25 metros recién encargado. . [8] Un artículo complementario de Maarten Schmidt mostró que esta curva de rotación podría ajustarse mediante una distribución de masa aplanada más extensa que la luz. [9] En 1959, Louise Volders utilizó el mismo telescopio para demostrar que la galaxia espiral M33 tampoco gira como se esperaba según la dinámica de Kepler . [10]

Al informar sobre NGC 3115 , Jan Oort escribió que "la distribución de masa en el sistema parece no tener casi ninguna relación con la de la luz ... uno encuentra que la proporción de masa a luz en las partes externas de NGC 3115 es de aproximadamente 250". . [11] En las páginas 302-303 de su artículo de revista, escribió que "El sistema luminoso fuertemente condensado aparece incrustado en una masa grande y más o menos homogénea de gran densidad" y aunque continuó especulando que esta masa puede ser estrellas enanas extremadamente débiles o gas y polvo interestelar, había detectado claramente el halo de materia oscura de esta galaxia.

El telescopio Carnegie (Carnegie Double Astrograph) estaba destinado a estudiar este problema de la rotación galáctica. [12]

A fines de la década de 1960 y principios de la de 1970, Vera Rubin , astrónoma del Departamento de Magnetismo Terrestre de la Carnegie Institution de Washington , trabajó con un nuevo espectrógrafo sensible que podía medir la curva de velocidad de las galaxias espirales de borde con un mayor grado de precisión. que nunca antes se había logrado. [13] Junto con su compañero Kent Ford , Rubin anunció en una reunión de 1975 de la Sociedad Astronómica Estadounidense el descubrimiento de que la mayoría de las estrellas en las galaxias espirales orbitan aproximadamente a la misma velocidad, [14] y que esto implicaba que las masas de galaxias crecen aproximadamente linealmente con un radio mucho más allá de la ubicación de la mayoría de las estrellas (el bulbo galáctico ). Rubin presentó sus resultados en un artículo influyente en 1980. [15] Estos resultados sugirieron que la gravedad newtoniana no se aplica universalmente o que, de manera conservadora, más del 50% de la masa de las galaxias estaba contenida en el halo galáctico relativamente oscuro. Aunque inicialmente se encontró con escepticismo, los resultados de Rubin se han confirmado durante las décadas siguientes. [dieciséis]

Si se supone que la mecánica newtoniana es correcta, se deduciría que la mayor parte de la masa de la galaxia tenía que estar en la protuberancia galáctica cerca del centro y que las estrellas y el gas en la porción del disco deberían orbitar el centro a velocidades decrecientes con la distancia radial. desde el centro galáctico (la línea discontinua en la Fig. 1).

Sin embargo, las observaciones de la curva de rotación de las espirales no lo confirman. Más bien, las curvas no disminuyen en la relación de raíz cuadrada inversa esperada, sino que son "planas", es decir, fuera del abultamiento central la velocidad es casi constante (la línea continua en la Fig. 1). También se observa que las galaxias con una distribución uniforme de materia luminosa tienen una curva de rotación que se eleva desde el centro hasta el borde, y la mayoría de las galaxias de bajo brillo superficial (galaxias LSB) tienen la misma curva de rotación anómala.

Las curvas de rotación podrían explicarse planteando la hipótesis de la existencia de una cantidad sustancial de materia que impregna la galaxia fuera del bulbo central que no emite luz en la relación masa / luz del bulbo central. El material responsable de la masa extra se denominó materia oscura , cuya existencia fue planteada por primera vez en la década de 1930 por Jan Oort en sus mediciones de las constantes de Oort y Fritz Zwicky en sus estudios de las masas de los cúmulos de galaxias . La existencia de materia oscura fría (CDM) no bariónica es hoy una característica importante del modelo Lambda-CDM que describe la cosmología del universo .

Para acomodar una curva de rotación plana, un perfil de densidad para una galaxia y sus alrededores debe ser diferente a uno que está concentrado centralmente. La versión de Newton de la tercera ley de Kepler implica que el perfil de densidad radial esféricamente simétrico ρ ( r ) es:

donde v ( r ) es el perfil de velocidad orbital radial y G es la constante gravitacional . Este perfil coincide estrechamente con las expectativas de un perfil de esfera isotérmica singular donde si v ( r ) es aproximadamente constante, entonces la densidad ρ ∝ r −2 a algún "radio del núcleo" interno donde la densidad se supone constante. Las observaciones no concuerdan con un perfil tan simple, como lo informan Navarro, Frenk y White en un artículo fundamental de 1996. [17]

Los autores luego señalaron que una "pendiente logarítmica que cambia suavemente" para una función de perfil de densidad también podría acomodar curvas de rotación aproximadamente planas en escalas grandes. Encontraron el famoso perfil de Navarro-Frenk-White , que es consistente tanto con las simulaciones de N-cuerpos como con las observaciones dadas por

donde la densidad central, ρ 0 , y el radio de escala, R s , son parámetros que varían de un halo a otro. [18] Debido a que la pendiente del perfil de densidad diverge en el centro, se han propuesto otros perfiles alternativos, por ejemplo, el perfil de Einasto , que ha mostrado una mejor concordancia con ciertas simulaciones de halo de materia oscura. [19] [20]

Las observaciones de velocidades orbitales en galaxias espirales sugieren una estructura de masa de acuerdo con:

con Φ el potencial gravitacional de la galaxia .

Dado que las observaciones de la rotación de galaxias no coinciden con la distribución esperada de la aplicación de las leyes de Kepler, no coinciden con la distribución de la materia luminosa. [15] Esto implica que las galaxias espirales contienen grandes cantidades de materia oscura o, alternativamente, la existencia de física exótica en acción a escalas galácticas. El componente invisible adicional se vuelve progresivamente más conspicuo en cada galaxia en los radios exteriores y entre las galaxias en las menos luminosas. [ aclaración necesaria ]

Una interpretación popular de estas observaciones es que aproximadamente el 26% de la masa del Universo está compuesta de materia oscura, un tipo hipotético de materia que no emite ni interactúa con la radiación electromagnética . Se cree que la materia oscura domina el potencial gravitacional de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Según esta teoría, las galaxias son condensaciones bariónicas de estrellas y gas (a saber, hidrógeno y helio) que se encuentran en los centros de halos mucho más grandes de materia oscura, afectados por una inestabilidad gravitacional causada por fluctuaciones de densidad primordial.

Muchos cosmólogos se esfuerzan por comprender la naturaleza y la historia de estos ubicuos halos oscuros investigando las propiedades de las galaxias que contienen (es decir, sus luminosidades, cinemática, tamaños y morfologías). La medición de la cinemática (sus posiciones, velocidades y aceleraciones) de las estrellas observables y el gas se ha convertido en una herramienta para investigar la naturaleza de la materia oscura, en cuanto a su contenido y distribución en relación con los diversos componentes bariónicos de esas galaxias.

Comparación de las galaxias con disco giratorio en la actualidad (izquierda) y el Universo distante (derecha). [21]

La dinámica de rotación de las galaxias está bien caracterizada por su posición en la relación Tully-Fisher , que muestra que para las galaxias espirales la velocidad de rotación está relacionada de manera única con su luminosidad total. Una forma consistente de predecir la velocidad de rotación de una galaxia espiral es medir su luminosidad bolométrica y luego leer su tasa de rotación desde su ubicación en el diagrama de Tully-Fisher. Por el contrario, conocer la velocidad de rotación de una galaxia espiral da su luminosidad. Por tanto, la magnitud de la rotación de la galaxia está relacionada con la masa visible de la galaxia. [22]

Si bien el ajuste preciso de los perfiles de densidad de abultamiento, disco y halo es un proceso bastante complicado, es sencillo modelar los observables de las galaxias en rotación a través de esta relación. [23] [Se necesita una mejor fuente ] Entonces, mientras que las simulaciones cosmológicas y de formación de galaxias de última generación de materia oscura con materia bariónica normal incluida pueden compararse con las observaciones de galaxias, todavía no hay una explicación sencilla de por qué los observados Existe una relación de escala. [24] [25] Además, investigaciones detalladas de las curvas de rotación de galaxias de bajo brillo superficial ( galaxias LSB) en la década de 1990 [26] y de su posición en la relación Tully-Fisher [27] mostraron que las galaxias LSB tenían que tienen halos de materia oscura que son más extendidos y menos densos que los de las galaxias con alto brillo superficial y, por lo tanto, el brillo superficial está relacionado con las propiedades del halo. Tales galaxias enanas dominadas por la materia oscura pueden ser la clave para resolver el problema de la formación de estructuras de las galaxias enanas .

Muy importante, el análisis de las partes internas de las galaxias de brillo superficial bajo y alto mostró que la forma de las curvas de rotación en el centro de los sistemas dominados por materia oscura indica un perfil diferente del perfil de distribución de masa espacial NFW . [28] [29] Este llamado problema del halo cuspy es un problema persistente para la teoría estándar de la materia oscura fría. En este contexto, se invocan con frecuencia simulaciones que involucran la retroalimentación de energía estelar en el medio interestelar para alterar la distribución de materia oscura predicha en las regiones más internas de las galaxias. [30] [31]

Ha habido varios intentos de resolver el problema de la rotación de galaxias modificando la gravedad sin invocar la materia oscura. Una de las más discutidas es la Dinámica Newtoniana Modificada (MOND), propuesta originalmente por Mordehai Milgrom en 1983, que modifica la ley de la fuerza newtoniana a bajas aceleraciones para mejorar la atracción gravitacional efectiva. MOND ha tenido un éxito considerable en la predicción de las curvas de rotación de las galaxias de bajo brillo superficial, [32] coincidiendo con la relación bariónica Tully-Fisher, [33] y las dispersiones de velocidad de las pequeñas galaxias satélites del Grupo Local . [34]

Utilizando datos de la base de datos de Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves (SPARC), un grupo descubrió que la aceleración radial trazada por las curvas de rotación podría predecirse solo a partir de la distribución bariónica observada (es decir, incluidas las estrellas y el gas, pero no la materia oscura). [35] La misma relación proporcionó un buen ajuste para 2693 muestras en 153 galaxias en rotación, con diversas formas, masas, tamaños y fracciones de gas. El brillo en el infrarrojo cercano, donde domina la luz más estable de las gigantes rojas, se utilizó para estimar la contribución de densidad debida a las estrellas de manera más consistente. Los resultados son consistentes con MOND y ponen límites a las explicaciones alternativas que involucran solo la materia oscura. Sin embargo, las simulaciones cosmológicas dentro de un marco Lambda-CDM que incluyen efectos de retroalimentación bariónica reproducen la misma relación, sin la necesidad de invocar nuevas dinámicas (como MOND). [36] Así, una contribución debida a la propia materia oscura puede ser completamente predecible a partir de la de los bariones, una vez que se tienen en cuenta los efectos de retroalimentación debidos al colapso disipativo de los bariones. MOND no es una teoría relativista, aunque se han propuesto teorías relativistas que se reducen a MOND, como la gravedad tensorial-vectorial-escalar (TeVeS), [5] [37] la gravedad escalar-tensor-vectorial (STVG) y la f ( R) teoría de Capozziello y De Laurentis. [38]

También se propuso un modelo de galaxia basado en una métrica de la relatividad general , que muestra que las curvas de rotación de la Vía Láctea , NGC 3031 , NGC 3198 y NGC 7331 son consistentes con las distribuciones de densidad de masa de la materia visible, evitando la necesidad de una masa masiva. halo de materia oscura exótica. [39] [40]

Según un análisis de 2020 de los datos producidos por la nave espacial Gaia , parecería posible explicar al menos la curva de rotación de la Vía Láctea sin requerir materia oscura si en lugar de una aproximación newtoniana se adoptara todo el conjunto de ecuaciones de la relatividad general. . [41]

En marzo de 2021, Gerson Otto Ludwig publicó un modelo basado en la relatividad general que explica las curvas de rotación de galaxias con gravitoelectromagnetismo . [42]

  • Espectroscopia de rendija larga
  • Teoría gravitacional asimétrica
  • Problemas sin resolver en física

  1. ↑ Corbelli, E .; Salucci, P. (2000). "La curva de rotación extendida y el halo de materia oscura de M33" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 311 (2): 441–447. arXiv : astro-ph / 9909252 . Código bibliográfico : 2000MNRAS.311..441C . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03075.x .
  2. ^ La explicación de la discrepancia de masa en las galaxias espirales por medio de un componente oscuro masivo y extenso fue presentada por primera vez por A. Bosma en una tesis doctoral, ver
    Bosma, A. (1978). Distribución y cinemática del hidrógeno neutro en galaxias espirales de varios tipos morfológicos (PhD). Rijksuniversiteit Groningen . Consultado el 30 de diciembre de 2016 , a través de la base de datos extragaláctica de NASA / IPAC .
    Ver también
    Rubin, V .; Thonnard, N .; Ford, WK Jr. (1980). "Propiedades rotacionales de 21 galaxias Sc con una amplia gama de luminosidades y radios desde NGC 4605 (R = 4kpc) a UGC 2885 (R = 122kpc)" . El diario astrofísico . 238 : 471–487. Código Bibliográfico : 1980ApJ ... 238..471R . doi : 10.1086 / 158003 .
    Begeman, KG; Broeils, AH; Sanders, RH (1991). "Curvas de rotación extendida de galaxias espirales: halos oscuros y dinámica modificada" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 249 (3): 523–537. Código bibliográfico : 1991MNRAS.249..523B . doi : 10.1093 / mnras / 249.3.523 .
  3. ^ Hammond, Richard (1 de mayo de 2008). El universo desconocido: el origen del universo, la gravedad cuántica, los agujeros de gusano y otras cosas que la ciencia aún no puede explicar . Franklin Lakes, Nueva Jersey: Career Press.
  4. ^ Bosma, A. (1978). Distribución y cinemática del hidrógeno neutro en galaxias espirales de varios tipos morfológicos (PhD). Rijksuniversiteit Groningen . Consultado el 30 de diciembre de 2016 , a través de la base de datos extragaláctica de NASA / IPAC .
  5. ^ a b Para una discusión extensa de los datos y su ajuste a MOND, vea Milgrom, M. (2007). "El paradigma MOND". arXiv : 0801.3133 [ astro-ph ].
  6. ^ Diccionario de científicos de Oxford . Oxford: Prensa de la Universidad de Oxford. 1999. ISBN 978-0-19-280086-2.
  7. ^ Babcock, HW (1939). "La rotación de la Nebulosa de Andrómeda" . Boletín del Observatorio Lick . 19 : 41–51. Código Bibliográfico : 1939LicOB..19 ... 41B . doi : 10.5479 / ADS / bib / 1939LicOB.19.41B .
  8. ^ Van de Hulst, HC; et al. (1957). "Distribución de rotación y densidad de la nebulosa de Andrómeda derivada de observaciones de la línea de 21 cm". Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 14 : 1. Bibcode : 1957BAN .... 14 .... 1V .
  9. ^ Schmidt, M. (1957). "Distribución de rotación y densidad de la nebulosa de Andrómeda derivada de observaciones de la línea de 21 cm". Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 14 : 17. Código Bibliográfico : 1957BAN .... 14 ... 17S .
  10. ^ Volders, L. (1959). "Hidrógeno neutro en M 33 y M 101". Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 14 (492): 323. Bibcode : 1959BAN .... 14..323V .
  11. ^ Oort, JH (1940), Algunos problemas relacionados con la estructura y dinámica del sistema galáctico y las nebulosas elípticas NGC 3115 y 4494
  12. ^ "1947PASP ... 59..182S Página 182" . adsabs.harvard.edu . Consultado el 17 de noviembre de 2019 .
  13. ^ Rubin, V .; Ford, WK Jr. (1970). "Rotación de la nebulosa de Andrómeda de un estudio espectroscópico de regiones de emisión" . El diario astrofísico . 159 : 379. Código Bibliográfico : 1970ApJ ... 159..379R . doi : 10.1086 / 150317 .
  14. ^ Rubin, VC; Thonnard, N .; Ford, WK Jr. (1978). "Curvas de rotación extendidas de galaxias espirales de alta luminosidad. IV - Propiedades dinámicas sistemáticas, SA a SC" . Las cartas de la revista astrofísica . 225 : L107 – L111. Código Bibliográfico : 1978ApJ ... 225L.107R . doi : 10.1086 / 182804 .
  15. ^ a b Rubin, V .; Thonnard, N .; Ford, WK Jr. (1980). "Propiedades de rotación de 21 galaxias Sc con una amplia gama de luminosidades y radios de NGC 4605 (R = 4kpc) a UGC 2885 (R = 122kpc)" . El diario astrofísico . 238 : 471. Código Bibliográfico : 1980ApJ ... 238..471R . doi : 10.1086 / 158003 .
  16. ^ Persic, M .; Salucci, P .; Stel, F. (1996). "La curva de rotación universal de las galaxias espirales - I. La conexión de la materia oscura" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 281 (1): 27–47. arXiv : astro-ph / 9506004 . Código Bibliográfico : 1996MNRAS.281 ... 27P . doi : 10.1093 / mnras / 278.1.27 .
  17. ^ Navarro, JF; Frenk, CS; White, SDM (1996). "La estructura de los halos de materia oscura fría" . El diario astrofísico . 463 : 563. arXiv : astro-ph / 9508025 . Código bibliográfico : 1996ApJ ... 462..563N . doi : 10.1086 / 177173 .
  18. ^ Ostlie, Dale A .; Carroll, Bradley W. (2017). Introducción a la astrofísica moderna . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 918.
  19. ^ Merritt, D .; Graham, A .; Moore, B .; Diemand, J .; Terzić, B. (2006). "Modelos empíricos para halos de materia oscura. I. Construcción no paramétrica de perfiles de densidad y comparación con modelos paramétricos" . El diario astronómico . 132 (6): 2685–2700. arXiv : astro-ph / 0509417 . Código Bibliográfico : 2006AJ .... 132.2685M . doi : 10.1086 / 508988 .
  20. ^ Merritt, D .; Navarro, JF; Ludlow, A .; Jenkins, A. (2005). "¿Un perfil de densidad universal para materia oscura y luminosa?" . El diario astrofísico . 624 (2): L85 – L88. arXiv : astro-ph / 0502515 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 624L..85M . doi : 10.1086 / 430636 .
  21. ^ "Materia oscura menos influyente en las galaxias del universo temprano: las observaciones del VLT de galaxias distantes sugieren que estaban dominadas por materia normal" . www.eso.org . Consultado el 16 de marzo de 2017 .
  22. ^ Yegorova, IA; Salucci, P. (2007). "La relación radial Tully-Fisher para galaxias espirales - I". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 377 (2): 507–515. arXiv : astro-ph / 0612434 . Código Bibliográfico : 2007MNRAS.377..507Y . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11637.x .
  23. ^ Dorminey, Bruce (30 de diciembre de 2010). "La dependencia de la evidencia indirecta alimenta las dudas sobre la materia oscura" . Scientific American .
  24. ^ Weinberg, David H .; et, al. (2008). "Dinámica de bariones, subestructura de materia oscura y galaxias". El diario astrofísico . 678 (1): 6-21. arXiv : astro-ph / 0604393 . Código Bib : 2008ApJ ... 678 .... 6W . doi : 10.1086 / 524646 .
  25. ^ Duffy, Alan R .; al., et al. (2010). "Impacto de la física de bariones en las estructuras de materia oscura: un estudio de simulación detallado de los perfiles de densidad de halo". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 405 (4): 2161–2178. arXiv : 1001.3447 . Código Bibliográfico : 2010MNRAS.405.2161D . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16613.x .
  26. ^ de Blok, WJG; McGaugh, S. (1997). "El contenido de materia oscura y visible de las galaxias de disco de bajo brillo superficial". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 290 (3): 533–552. arXiv : astro-ph / 9704274 . Código bibliográfico : 1997MNRAS.290..533D . doi : 10.1093 / mnras / 290.3.533 .
  27. ^ Zwaan, MA; van der Hulst, JM; de Blok, WJG; McGaugh, SS (1995). "La relación Tully-Fisher para galaxias de bajo brillo superficial: implicaciones para la evolución de las galaxias". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 273 : L35 – L38. arXiv : astro-ph / 9501102 . Código bibliográfico : 1995MNRAS.273L..35Z . doi : 10.1093 / mnras / 273.1.l35 .
  28. ^ Gentile, G .; Salucci, P .; Klein, U .; Vergani, D .; Kalberla, P. (2004). "La distribución del núcleo de la materia oscura en galaxias espirales". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 351 (3): 903–922. arXiv : astro-ph / 0403154 . Código bibliográfico : 2004MNRAS.351..903G . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07836.x .
  29. ^ de Blok, WJG; Bosma, A. (2002). "Curvas de rotación de alta resolución de galaxias de bajo brillo superficial" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 385 (3): 816–846. arXiv : astro-ph / 0201276 . Bibcode : 2002A y A ... 385..816D . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020080 .
  30. ^ Salucci, P .; De Laurentis, M. (2012). "Materia oscura en las galaxias: conduce a su naturaleza" (PDF) . Proceedings of Science (DSU 2012): 12. arXiv : 1302.2268 . Código bibliográfico : 2013arXiv1302.2268S .
  31. ^ de Blok, WJG (2010). "El problema Core-Cusp". Avances en astronomía . 2010 : 789293. arXiv : 0910.3538 . Código Bibliográfico : 2010AdAst2010E ... 5D . doi : 10.1155 / 2010/789293 .
  32. ^ SS McGaugh; WJG de Blok (1998). "Prueba de la hipótesis de dinámica modificada con galaxias de bajo brillo superficial y otras pruebas". Revista astrofísica . 499 (1): 66–81. arXiv : astro-ph / 9801102 . Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 499 ... 66M . doi : 10.1086 / 305629 .
  33. ^ SS McGaugh (2011). "Prueba novedosa de dinámica newtoniana modificada con galaxias ricas en gas". Cartas de revisión física . 106 (12): 121303. arXiv : 1102.3913 . Código Bibliográfico : 2011PhRvL.106l1303M . doi : 10.1103 / PhysRevLett.106.121303 . PMID  21517295 .
  34. ^ SS McGaugh; M. Milgrom (2013). "Andrómeda enanos a la luz de la dinámica newtoniana modificada". El diario astrofísico . 766 (1): 22. arXiv : 1301.0822 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 766 ... 22M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 766/1/22 .
  35. ^ Stacy McGaugh; Federico Lelli; Jim Schombert (2016). "La relación de aceleración radial en galaxias con soporte rotacional". Cartas de revisión física . 117 (20): 201101. arXiv : 1609.05917 . Código Bibliográfico : 2016PhRvL.117t1101M . doi : 10.1103 / physrevlett.117.201101 . PMID  27886485 .
  36. ^ Keller, BW; Wadsley, JW (23 de enero de 2017). "Λ es consistente con la relación de aceleración radial SPARC". El diario astrofísico . 835 (1): L17. arXiv : 1610.06183 . Código Bib : 2017ApJ ... 835L..17K . doi : 10.3847 / 2041-8213 / 835/1 / L17 .
  37. ^ JD Bekenstein (2004). "Teoría de la gravitación relativista para el paradigma de la dinámica newtoniana modificada". Physical Review D . 70 (8): 083509. arXiv : astro-ph / 0403694 . Código Bibliográfico : 2004PhRvD..70h3509B . doi : 10.1103 / PhysRevD.70.083509 .
  38. ^ JW Moffat (2006). "Teoría de la gravedad del vector del tensor escalar". Revista de cosmología y física de astropartículas . 3 (3): 4. arXiv : gr-qc / 0506021 . Código bibliográfico : 2006JCAP ... 03..004M . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2006/03/004 .. S. Capozziello; M. De Laurentis (2012). "El problema de la materia oscura desde el punto de vista de la gravedad f (R)" . Annalen der Physik . 524 (9–10): 545–578. Código bibliográfico : 2012AnP ... 524..545C . doi : 10.1002 / yp.201200109 .
  39. ^ Cooperstock, Fred I. y S. Tieu. "La relatividad general resuelve la rotación galáctica sin materia oscura exótica". arXiv preprint astro-ph / 0507619 (2005).
  40. ^ Cooperstock, FI; Tieu, S. (20 de mayo de 2007). "DINÁMICA GALÁCTICA VÍA RELATIVIDAD GENERAL: UNA COMPILACIÓN Y NUEVOS DESARROLLOS" . International Journal of Modern Physics A . 22 (13): 2293–2325. arXiv : astro-ph / 0610370 . doi : 10.1142 / S0217751X0703666X . ISSN  0217-751X .
  41. ^ Crosta, Mariateresa; Giammaria, Marco; Lattanzi, Mario G .; Poggio, Eloisa (agosto de 2020). "Sobre la prueba de CDM y modelos de curva de rotación de la Vía Láctea basados ​​en geometría con Gaia DR2". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . OUP . 496 (2): 2107–2122. arXiv : 1810.04445 . doi : 10.1093 / mnras / staa1511 .
  42. ^ Ludwig, GO (23 de febrero de 2021). "Curva de rotación galáctica y materia oscura según el gravitomagnetismo" . El European Physical Diario C . 81 (2): 186. doi : 10.1140 / epjc / s10052-021-08967-3 .

  • Kuijken K .; Gilmore G. (1989). "La distribución de masa en el disco galáctico - III. La densidad de masa de volumen local". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 239 (2): 651–664. Código Bibliográfico : 1989MNRAS.239..651K . doi : 10.1093 / mnras / 239.2.651 . Informe de investigación principal que analiza el límite de Oort y cita el estudio original de Oort 1932.

  • V. Rubin, V .; Ford Jr., WK (1970). "Rotación de la nebulosa de Andrómeda de un estudio espectroscópico de regiones de emisión". Revista astrofísica . 159 : 379. Código Bibliográfico : 1970ApJ ... 159..379R . doi : 10.1086 / 150317 .Este fue el primer estudio detallado de la rotación orbital en galaxias. [ según quién? ] [ cita requerida ]
  • V. Rubin; N. Thonnard; WK Ford Jr. (1980). "Propiedades de rotación de 21 galaxias Sc con una amplia gama de luminosidades y radios de NGC 4605 (R = 4kpc) a UGC 2885 (R = 122kpc)". Revista astrofísica . 238 : 471. Código Bibliográfico : 1980ApJ ... 238..471R . doi : 10.1086 / 158003 .Las observaciones de un conjunto de galaxias espirales dieron evidencia de que las velocidades orbitales de las estrellas en las galaxias eran inesperadamente altas a grandes distancias del núcleo. Este artículo fue influyente para convencer a los astrónomos de que la mayor parte de la materia del universo es oscura y gran parte de ella está agrupada sobre galaxias. [ según quién? ] [ cita requerida ]
  • Astronomía galáctica , Dmitri Mihalas y Paul McRae . WH Freeman 1968.

  • Bergstrom, Lars (2009). "Candidatos de materia oscura". Nueva Revista de Física . 11 (10): 105006. arXiv : 0903.4849 . Código Bibliográfico : 2009NJPh ... 11j5006B . doi : 10.1088 / 1367-2630 / 11/10/105006 .
  • El caso contra la materia oscura . Sobre el enfoque de Erik Verlinde al problema. (Noviembre de 2016)