Wie können wir die Geschwindigkeitskurve jenseits des Grenzradius der sichtbaren Materie in einer Galaxie kennen?

Ich versuche, eine typische Erklärung für die Notwendigkeit eines Halos aus dunkler Materie in Galaxien zu verstehen. Die Rotationsgeschwindigkeit von Sternen um das Zentrum einer Galaxie scheint über einen bestimmten Radius hinaus konstant zu sein. Angenommen, wir können verwenden

v ( R ) = G M ( R ) R ,

Wo M ( R ) ist die Masse der Galaxie, die im Radius eingeschlossen ist R , scheinen wir zu brauchen M ( R ) ∝ R damit die Geschwindigkeit konstant ist. Angenommen, wir können verwenden M ( R ) = 4 3 π R 3 ρ ( R ) , Dies erfordert ρ ( R ) ∝ 1 / R 2 . Unten sehen Sie ein Bild des Oberflächendichteprofils der Galaxie NGC 3198. Nehmen wir an, das Volumendichteprofil sieht ähnlich aus und kann so modelliert werden 1 / R 2 . Dies würde das Verhalten konstanter Geschwindigkeit ohne die Notwendigkeit dunkler Materie plausibel machen.

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Das Problem ergibt sich aus der Tatsache, dass die sichtbare Materie (Sterne, Gas) in Galaxien einen Grenzradius hat R sichtbar Vergangenheit, die es praktisch keine gibt. Wir erhalten keine Leuchtkraft von Regionen, die sich in befinden R > R sichtbar . Die Behauptung ist dann, dass die Geschwindigkeitskurve immer noch konstant vorbei ist R sichtbar , und daher muss die Masse der Galaxie linear mit dem Radius zunehmen. Diese zusätzliche unsichtbare Masse führt zu der Annahme, dass Galaxien in einen Halo aus dunkler Materie mit einem Radius eingebettet sind R dunkel > R sichtbar .

Meine Frage ist, wie können wir wissen, dass die Geschwindigkeitskurve immer noch konstant ist R > R sichtbar wenn wir nichts erkennen können, was aus solch einer äußeren Region kommt?

Antworten (2)

In der Tat kann dies zunächst verwirrend sein. Die Geschwindigkeitskurve wird mit verschiedenen Tracer-Objekten gemessen, wobei Sterne und Wasserstoffwolken die offensichtlichsten sind. Wasserstoffwolken sind weit jenseits der Sterne zu finden. Als konkretes (und hübsches) Beispiel habe ich Abbildung 3 aus diesem Papier leicht modifiziert:

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Dies ist die Galaxie Messier 74. Links sehen Sie die Karte des integrierten Wasserstoffs (HI) aus der THINGS-Durchmusterung. Rechts ist im gleichen Maßstab das optische Bild der DSS-Durchmusterung. Was wir mit Sternen sehen, ist eindeutig nur ein kleiner Teil der Galaxie.

Ihre Berechnung gibt eine gute erste Schätzung, was zu erwarten ist, ist aber nur für eine kugelsymmetrische Verteilung korrekt. Im Gegensatz dazu beobachten wir, dass sowohl die Sterne als auch die Wasserstoffwolken auf eine relativ dünne Scheibe beschränkt sind. Somit können weder Sterne noch Wasserstoffwolken die beobachtete flache Rotationskurve erklären.

BTW, in der Tat eine einfache M ( R ) ∝ R gibt die richtige konstante Rotationsgeschwindigkeit, wie aus Ihrer ersten Gleichung hervorgeht. Dies ist die Massenverteilung eines isothermen Halos. Eine solche Verteilung stimmt mit dem überein, was man zB von Simulationen der Strukturbildung erwarten würde. Zusammengenommen ist es ein weiteres konsistentes Stück im Puzzle der Beweise für dunkle Materie.

Offensichtlich kann eine Rotationskurve nicht über den Punkt hinaus gemessen werden, an dem keine sichtbare Materie mehr zu sehen ist.

Rotationsgeschwindigkeitsmessungen können von Wasserstoffgaswolken, fernen planetarischen Nebeln oder Kugelhaufen und Satellitengalaxien stammen. Diese Objekte sind so selten, dass sie einen vernachlässigbaren Beitrag zur galaktischen Masse leisten.

Die dunkle Materie beginnt nicht bei einem bestimmten Radius, und die normale Materie endet nicht abrupt bei einem bestimmten Radius.

Die Oberflächendichte ist nicht die Volumendichte und hat andere Einheiten.

Die Geschwindigkeit in einer Kepler-Scheibe, die das geeignete Modell für eine Scheibengalaxie sein könnte, hängt nicht vom Radius ab v ∝ R − 1 / 2 , da diese eine kugelsymmetrische Massenverteilung voraussetzt. Wenn Sie also dunkle Materie vermeiden wollen (das geht bei der Newtonschen Gravitation nicht), dann sollten Sie zunächst mit einem selbstkonsistenten Modell des Geschwindigkeitsfelds gemäß der sichtbaren Massenverteilung vergleichen.

Ja das macht alles Sinn. Wie Sie sehen können, hat mein Q eine Menge "nehmen wir an", nur um der Argumentation willen. Und ich merke selbst, dass es in vielerlei Hinsicht in die falsche Richtung führt. Ich war nur fasziniert von dem folgenden Absatz hier: w.astro.berkeley.edu/~mwhite/darkmatter/rotcurve.html
Die erste wirkliche Überraschung bei der Erforschung der Dunklen Materie lag in den äußersten Teilen von Galaxien, den so genannten Galaxienhalos. Hier ist die Leuchtkraft vernachlässigbar, dennoch gibt es gelegentlich umlaufende Gaswolken, die es ermöglichen, Rotationsgeschwindigkeiten und Entfernungen zu messen. Es zeigt sich, dass die Rotationsgeschwindigkeit mit zunehmender Entfernung vom galaktischen Zentrum nicht abnimmt, was bedeutet, dass die Massenverteilung der Galaxie nicht wie die Lichtverteilung konzentriert werden kann.
Die Masse muss weiter zunehmen: Da die Rotationsgeschwindigkeit v^2=GM/r erfüllt, wobei M die Masse innerhalb des Radius r ist, folgern wir, dass M proportional zu r zunimmt. Dieser Anstieg scheint bei etwa 50 kpc zu stoppen, wo Halos abgeschnitten zu sein scheinen.
Ich war fasziniert von der Tatsache, dass wir uns möglicherweise auf Geschwindigkeitsmessungen von gelegentlich umkreisenden Gaswolken in äußeren Regionen der Galaxienscheibe verlassen , was mir etwas zweifelhaft erschien
@Luismi98 Warum glauben Sie, dass gelegentlich umlaufende Gaswolken anderen physikalischen Gesetzen gehorchen würden? Wie gesagt - es gibt planetarische Nebel (die besonders genaue Geschwindigkeitsindikatoren sind), Kugelhaufen und Satellitengalaxien in Halos.
Denn wenn sie gelegentlich umkreisen, scheint es, als wären sie zufällig dort angekommen und dann wieder gegangen. Es hört sich so an, als ob ihre Geschwindigkeit in dem Sinne nicht brav ist F Schwere ≠ F zentripetal .
#Luismi98 das ist nur grundlegende Physik, die du nicht verstehst. Zentripetalkraft ist die Gravitationskraft! Und Ihre Referenz sagt "gelegentlich", nicht gelegentlich.
Wie können wir die Geschwindigkeitskurve jenseits des Grenzradius der sichtbaren Materie in einer Galaxie kennen?
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