Cosa stai guardando

Ogni punto è la velocità con cui ruota una galassia reale a una certa distanza dal centro, misurata dalla luce del suo gas di idrogeno. Le linee sotto i punti sono ciò che darebbe la gravità delle sue sole stelle e del suo gas: lontano dal centro non bastano. Aggiungi un alone di materia oscura, adattalo e leggi quanta massa invisibile serve alla galassia. La seconda scheda mette tutti i punti di 153 galassie in un solo grafico: la relazione di accelerazione radiale.

Glossario

Curva di rotazione

Quanto velocemente stelle e gas girano attorno al centro di una galassia a ogni raggio. In una galassia a disco sale in fretta e poi resta quasi piatta, ben oltre dove la luce svanisce.

Perché conta Se la massa visibile fosse tutta, la velocità calerebbe lontano dal centro, come calano le velocità dei pianeti attorno al Sole.

SPARC

Spitzer Photometry and Accurate Rotation Curves: 175 galassie a disco con fotometria infrarossa del telescopio spaziale Spitzer e curve di rotazione da dati radio e ottici (Lelli, McGaugh e Schombert 2016). Il modulo usa le 163 di qualità 1 o 2.

Perché conta Un campione omogeneo, così ogni galassia è modellata allo stesso modo.

Velocità misurata, con barre d'errore

La velocità di rotazione a ogni raggio, dallo spostamento Doppler della riga radio a 21 cm dell'idrogeno e della luce Hα, corretta per l'inclinazione del disco. La barra è la sua incertezza misurata.

Raggio (kpc)

Distanza dal centro della galassia in kiloparsec. Un kiloparsec è circa 3260 anni luce; il Sole sta a circa 8 kpc dal centro della Via Lattea.

Stelle e gas (barioni)

La materia ordinaria che possiamo vedere. La linea delle stelle viene dalla luce infrarossa a 3,6 µm di disco e bulge; quella del gas dall'idrogeno atomico misurato, con l'elio aggiunto. Insieme: V_bar² = V_gas|V_gas| + Υ_d V_disk² + Υ_b V_bul².

Perché conta Quanto manca per arrivare ai punti è ciò che un alone deve riempire.

Rapporto massa-luminosità Υ

Quante masse solari di stelle corrispondono a ogni luminosità solare di luce a 3,6 µm. I modelli di popolazioni stellari danno circa 0,5 per i dischi e 0,7 per i bulge; il fit lo lascia muovere con un prior di 0,1 dex attorno a quei valori.

Perché conta Stelle più pesanti potrebbero riempire parte del vuoto, ma non così lontano come arrivano i punti.

Alone di materia oscura

Una nube più o meno rotonda di materia che non emette luce, più grande della galassia visibile. Il modello somma la sua velocità a quella dei barioni: V² = V_bar² + V_halo².

Alone NFW (V₂₀₀, c)

Il profilo di densità che danno le simulazioni di materia oscura fredda (Navarro, Frenk e White 1996), ripido fino al centro. V₂₀₀ è la velocità a r₂₀₀, dove la densità media dell'alone è 200 volte la densità critica dell'universo; la concentrazione c dice quanta della sua massa sta vicino al centro.

Perché conta È ciò che prevede la cosmologia standard, quindi quanto bene si adatta è una prova.

Alone pseudo-isotermo (ρ₀, r_c)

Un alone con un nucleo a densità piatta di raggio r_c e densità centrale ρ₀, che cala come 1/r² fuori. È una forma empirica, non una previsione.

Perché conta Le nane come DDO 154 spesso si adattano meglio con un nucleo che con la cuspide NFW: il problema cuspide-nucleo.

Fit

Minimi quadrati (Levenberg–Marquardt): i due numeri dell'alone, Υ, distanza e inclinazione si muovono insieme finché il modello passa vicino ai punti quanto permettono le loro barre d'errore. Distanza e inclinazione possono muoversi entro gli errori del catalogo, come le lasciavano Li et al. 2020.

χ²/ν (chi quadro ridotto)

La somma dello scarto di ogni punto al quadrato, in unità della sua barra d'errore, divisa per il numero di punti meno i numeri che il fit fissa. Vicino a 1 è un buon fit; molto sopra 1 il modello sbaglia.

Perché conta Trasforma «la linea passa per i punti?» in un solo numero.

Massa dell'alone entro l'ultimo punto

Quanta materia oscura il modello mette entro l'ultimo raggio misurato: V_halo² r / G, in masse solari (M☉).

Quota oscura

Di tutta la massa entro l'ultimo raggio misurato, la parte che fornisce l'alone. Nella maggior parte delle galassie è ben più della metà.

Perché conta Dice quanta parte della galassia è materia che nessun telescopio ha visto.

Distanza e inclinazione usate

La distanza della galassia fissa la sua grandezza e la massa delle stelle; la sua inclinazione converte la velocità vista lungo la linea di vista in quella vera. Il catalogo dà ognuna con un errore; il fit può muoverle al suo interno.

Relazione di accelerazione radiale

A ogni raggio misurato di ogni galassia, l'accelerazione che mostra la rotazione, g_obs = V²/r, rispetto a quella che danno stelle e gas secondo Newton, g_bar = V_bar²/r. Tutte le 153 galassie cadono su una sola curva (McGaugh, Lelli e Schombert 2016).

Perché conta Una sola curva per galassie di ogni dimensione è un indizio forte su come si comporta la materia oscura, o la gravità.

g† (scala di accelerazione)

L'accelerazione dove la relazione si stacca da g_obs = g_bar, circa 1,2 × 10⁻¹⁰ m/s²: un centomiliardesimo della gravità terrestre. Il modulo la adatta al campione mentre cambi Υ.

Dispersione (dex)

Quanto i punti stanno in media lontano dalla curva adattata, in potenze di dieci: 0,13 dex è circa il 35%.

MOND

Dinamica newtoniana modificata (Milgrom 1983): invece di massa invisibile, la gravità stessa diventa più forte di quella di Newton sotto un'accelerazione a₀ simile a g†.

Perché conta Prevede la relazione dalla sola massa visibile, ma fatica negli ammassi di galassie e con il fondo cosmico a microonde.