¿Cómo se determinan las curvas de rotación de las galaxias espirales más allá de los radios donde se puede detectar la luz de las estrellas?

Determinar las curvas de rotación de las galaxias espirales más allá del radio óptico (donde la luz de la estrella se vuelve demasiado débil para medir de manera confiable) se basa principalmente en observaciones de hidrógeno neutral (HI) emisión de línea de 21 cm .

Así es como funciona:

* 21 cm de emisión de línea: Los átomos de hidrógeno neutro emiten ondas de radio a una frecuencia específica de 21 cm. Esta emisión es mucho más débil que la luz de la estrella, pero penetra en las nubes de polvo de manera efectiva y puede detectarse incluso lejos del centro galáctico.

* Doppler Shift: La velocidad del gas de hidrógeno a lo largo de la línea de visión provoca un cambio Doppler en la frecuencia de la emisión de 21 cm. El gas que se mueve hacia nosotros tiene una frecuencia ligeramente más alta, y el gas que se aleja tiene una frecuencia ligeramente más baja. Al medir este cambio, los astrónomos pueden determinar la velocidad radial del gas a diferentes distancias del centro galáctico.

* Mapeo del gas: Los radiotelescopios, a menudo grandes matrices como la matriz muy grande (VLA) o la síntesis de Westerbork, la radiotelescopio (WSRT), se utilizan para mapear la intensidad y la velocidad radial de la emisión HI 21 cm en la galaxia. Esto proporciona una imagen detallada de la distribución y la cinemática del gas de hidrógeno.

* Construcción de la curva de rotación: Suponiendo una órbita circular (una aproximación razonable para gran parte del gas), la velocidad radial del gas a una distancia dada del centro está directamente relacionada con la velocidad de rotación de la galaxia a esa distancia. Al combinar datos de velocidad en múltiples radios, los astrónomos pueden construir la curva de rotación, extendiéndola mucho más allá de la región visible en la luz de las estrellas.

Además de HI 21 cm, otras técnicas pueden contribuir, aunque menos ampliamente más allá del radio óptico:

* Gas molecular (CO): Las moléculas de monóxido de carbono (CO) también son buenos trazadores de gas, particularmente en las regiones más densas de las galaxias espirales. Las observaciones de las líneas de emisión de CO también se pueden usar para inferir velocidades de rotación, aunque típicamente en radios más pequeños que HI.

* Hα Emisión: Si bien se asocia principalmente con las regiones de formación de estrellas, la emisión de Hα a veces se puede detectar en radios más grandes, proporcionando información de velocidad en ciertos casos.

* Lente gravitacional: En algunos casos, los efectos de lente gravitacional de la masa de la galaxia en los objetos de fondo se pueden usar para inferir la distribución de masa y, por lo tanto, la curva de rotación. Sin embargo, esta técnica es menos directa y se basa en modelado sofisticado.

Es importante recordar que extender la curva de rotación más allá del radio óptico se basa en la suposición de que el gas observado es un buen trazador de la distribución de masa general. La discrepancia entre las curvas de rotación observadas y las curvas de rotación predichas por la materia visible solo condujo a la postulación de la materia oscura.