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Cada punto es la velocidad a la que gira una galaxia real a una distancia de su centro, medida por la luz de su gas de hidrógeno. Las líneas bajo los puntos son lo que daría la gravedad de sus estrellas y su gas solos: lejos del centro se quedan cortas. Añade un halo de materia oscura, ajústalo y lee cuánta masa invisible necesita la galaxia. La segunda pestaña pone todos los puntos de 153 galaxias en un solo gráfico: la relación de aceleración radial.
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Glosario
- Curva de rotación
- La velocidad a la que las estrellas y el gas giran alrededor del centro de una galaxia a cada radio. En una galaxia de disco sube rápido y luego se queda casi plana, mucho más allá de donde se apaga la luz.
- Por qué importa Si la masa visible fuera toda, la velocidad caería lejos del centro, como caen las velocidades de los planetas alrededor del Sol.
- SPARC
- Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves: 175 galaxias de disco con fotometría infrarroja del telescopio espacial Spitzer y curvas de rotación de datos de radio y ópticos (Lelli, McGaugh y Schombert 2016). El módulo usa las 163 de calidad 1 o 2.
- Por qué importa Una muestra homogénea, así que cada galaxia se modela igual.
- Velocidad medida, con barras de error
- La velocidad de rotación a cada radio, por el desplazamiento Doppler de la línea de radio de 21 cm del hidrógeno y de la luz Hα, corregida por la inclinación del disco. La barra es su incertidumbre medida.
- Radio (kpc)
- Distancia al centro de la galaxia en kiloparsecs. Un kiloparsec son unos 3260 años luz; el Sol está a unos 8 kpc del centro de la Vía Láctea.
- Estrellas y gas (bariones)
- La materia ordinaria que podemos ver. La línea de las estrellas sale de la luz infrarroja a 3,6 µm del disco y el bulbo; la del gas, del hidrógeno atómico medido, con el helio añadido. Juntos: V_bar² = V_gas|V_gas| + Υ_d V_disk² + Υ_b V_bul².
- Por qué importa Lo que le falta para llegar a los puntos es lo que un halo tiene que llenar.
- Relación masa-luminosidad Υ
- Cuántas masas solares de estrellas representa cada luminosidad solar de luz a 3,6 µm. Los modelos de poblaciones estelares dan unos 0,5 para los discos y 0,7 para los bulbos; el ajuste la deja moverse con un prior de 0,1 dex alrededor de esos valores.
- Por qué importa Estrellas más pesadas podrían llenar parte del hueco, pero no tan lejos como llegan los puntos.
- Halo de materia oscura
- Una nube más o menos redonda de materia que no emite luz, más grande que la galaxia visible. El modelo suma su velocidad a la de los bariones: V² = V_bar² + V_halo².
- Halo NFW (V₂₀₀, c)
- El perfil de densidad que dan las simulaciones de materia oscura fría (Navarro, Frenk y White 1996), empinado hasta el centro. V₂₀₀ es la velocidad en r₂₀₀, donde la densidad media del halo es 200 veces la densidad crítica del universo; la concentración c dice cuánta de su masa está cerca del medio.
- Por qué importa Es lo que predice la cosmología estándar, así que lo bien que ajusta es una prueba.
- Halo pseudoisotermo (ρ₀, r_c)
- Un halo con un núcleo de densidad plana de radio r_c y densidad central ρ₀, que cae como 1/r² fuera. Es una forma empírica, no una predicción.
- Por qué importa Las enanas como DDO 154 suelen ajustar mejor con un núcleo que con la cúspide NFW: el problema cúspide-núcleo.
- Ajuste
- Mínimos cuadrados (Levenberg–Marquardt): los dos números del halo, Υ, la distancia y la inclinación se mueven juntos hasta que el modelo pasa tan cerca de los puntos como permiten sus barras de error. La distancia y la inclinación pueden moverse dentro de los errores del catálogo, como las dejaron Li et al. 2020.
- χ²/ν (chi cuadrado reducido)
- La suma del fallo de cada punto al cuadrado, en unidades de su barra de error, dividida entre el número de puntos menos los números que fija el ajuste. Cerca de 1 es un buen ajuste; muy por encima de 1, el modelo falla.
- Por qué importa Convierte «¿pasa la línea por los puntos?» en un solo número.
- Parte oscura
- De toda la masa dentro del último radio medido, la parte que aporta el halo. En la mayoría de las galaxias es mucho más de la mitad.
- Por qué importa Dice cuánto de la galaxia es materia que ningún telescopio ha visto.
- Distancia e inclinación usadas
- La distancia de la galaxia fija su tamaño y la masa de sus estrellas; su inclinación convierte la velocidad vista en la línea de visión en la verdadera. El catálogo da cada una con un error; el ajuste puede moverlas dentro de él.
- Relación de aceleración radial
- En cada radio medido de cada galaxia, la aceleración que muestra la rotación, g_obs = V²/r, frente a la que dan las estrellas y el gas por Newton, g_bar = V_bar²/r. Las 153 galaxias caen en una sola curva (McGaugh, Lelli y Schombert 2016).
- Por qué importa Una sola curva para galaxias de todos los tamaños es una pista fuerte de cómo se comporta la materia oscura, o la gravedad.
- g† (escala de aceleración)
- La aceleración donde la relación se separa de g_obs = g_bar, unos 1,2 × 10⁻¹⁰ m/s²: una cienmilmillonésima de la gravedad de la Tierra. El módulo la ajusta a la muestra mientras cambias Υ.
- Dispersión (dex)
- Cuánto se alejan en promedio los puntos de la curva ajustada, en potencias de diez: 0,13 dex es un 35% más o menos.
- MOND
- Dinámica newtoniana modificada (Milgrom 1983): en vez de masa invisible, la gravedad misma se hace más fuerte que la de Newton por debajo de una aceleración a₀ parecida a g†.
- Por qué importa Predice la relación solo con la masa visible, pero tiene problemas en los cúmulos de galaxias y con el fondo cósmico de microondas.
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