En astronomía , la relación de Tully-Fisher ( TFR ) es una relación empírica entre la masa o luminosidad intrínseca de una galaxia espiral y su velocidad de rotación asintótica o ancho de línea de emisión . Fue publicado por primera vez en 1977 por los astrónomos R. Brent Tully y J. Richard Fisher . [1] La luminosidad se calcula multiplicando el brillo aparente de la galaxia por, dónde es su distancia de nosotros, y el ancho de la línea espectral se mide usando espectroscopía de rendija larga .
Existen varias formas diferentes de TFR, dependiendo de qué medidas precisas de masa, luminosidad o velocidad de rotación se tome para relacionar. Tully y Fisher usaron la luminosidad óptica , pero el trabajo posterior mostró que la relación es más estrecha cuando se define usando microondas a radiación infrarroja ( banda K ) (un buen proxy para la masa estelar ), e incluso más estrecha cuando la luminosidad es reemplazada por la masa bariónica total de la galaxia ( la suma de su masa en estrellas y gas). [2] Esta última forma de la relación se conoce como la relación bariónica de Tully-Fisher ( BTFR ), y establece que la masa bariónica es proporcional a la velocidad a la potencia de aproximadamente 3,5–4. [3]
El TFR se puede utilizar para estimar la distancia a las galaxias espirales al permitir que la luminosidad de una galaxia se derive de su ancho de línea directamente medible. La distancia se puede encontrar comparando la luminosidad con el brillo aparente. Por lo tanto, el TFR constituye un peldaño de la escalera de la distancia cósmica , donde se calibra utilizando técnicas de medición de distancia más directas y se utiliza a su vez para calibrar métodos que se extienden a distancias mayores.
En el paradigma de la materia oscura , la velocidad de rotación de una galaxia (y por lo tanto el ancho de línea) está determinada principalmente por la masa del halo de materia oscura en la que vive, lo que hace que la TFR sea una manifestación de la conexión entre la masa de materia oscura y visible. En la dinámica newtoniana modificada (MOND) , el BTFR (con índice de ley de potencia exactamente 4) es una consecuencia directa de la ley de fuerza gravitacional efectiva a baja aceleración . [4]
Los análogos de la TFR para las galaxias sin soporte rotacional, como las elípticas , se conocen como la relación de Faber-Jackson y el plano fundamental .
Ver también
Referencias
- ^ Tully, RB; Fisher, JR (1977). "Un nuevo método para determinar las distancias a las galaxias". Astronomía y Astrofísica . 54 (3): 661–673. Código bibliográfico : 1975BAAS .... 7..426T .
- ^ McGaugh, SS; Schombert, JM; Bothun, GD; de Blok, WJ G (2000). "La relación bariónica Tully-Fisher". Las cartas de la revista astrofísica . 533 (2): L99. arXiv : astro-ph / 0003001 . Código Bibliográfico : 2000ApJ ... 533L..99M . doi : 10.1086 / 312628 . PMID 10770699 .
- ^ S. Torres-Flores, B. Epinat, P. Amram, H. Plana, C. Mendes de Oliveira (2011), "GHASP: un estudio cinemático Hα de galaxias espirales e irregulares - IX. El NIR, estelar y bariónico Relaciones Tully-Fisher ", arXiv : 1106.0505
- ^ McGaugh, S. (2012). "La relación bariónica Tully-Fisher de galaxias ricas en gas como una prueba de ΛCDM y MOND". Revista astrofísica . 143 (2): 40. arXiv : 1107.2934 . Código bibliográfico : 2012AJ .... 143 ... 40M . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 143/2/40 .
enlaces externos
- Artículo de Scholarpedia sobre el tema escrito por R. Brent Tully