La Relación de Tully-Fisher Bariónica conecta la velocidad de rotación de una galaxia con su masa bariónica, aclarando dinámicas galácticas y materia oscura.
Relación de Tully-Fisher Bariónica: Velocidad, Masa y Dinámicas Galácticas
La relación de Tully-Fisher Bariónica (BTFR, por sus siglas en inglés) es una extensión de la relación de Tully-Fisher clásica, que vincula la velocidad de rotación de una galaxia espiral con su masa bariónica total. Esta relación es crucial en el estudio de la dinámica galáctica y proporciona información valiosa sobre la distribución de masa en las galaxias. Además, la BTFR también tiene implicaciones importantes en nuestras teorías sobre la materia oscura y la formación de galaxias.
Bases de la Relación de Tully-Fisher Bariónica
La relación de Tully-Fisher original se descubrió en la década de 1970, cuando se observó que existía una correlación entre la velocidad de rotación de una galaxia espiral y su luminosidad. Esta relación se puede expresar matemáticamente como:
\[ L \propto V^4 \]
donde \(L\) es la luminosidad de la galaxia y \(V\) es la velocidad de rotación. Sin embargo, la relación de Tully-Fisher Bariónica se centra en la masa bariónica total de la galaxia (incluyendo tanto estrellas como gas) en lugar de su luminosidad:
\[ M_b \propto V^n \]
aquí \(M_b\) denota la masa bariónica y \(V\) sigue siendo la velocidad de rotación. El exponente \(n\) suele ser cercano a 4, aunque puede variar ligeramente dependiendo de los datos observacionales y los métodos de ajuste utilizados.
Masa Bariónica y Velocidad de Rotación
Para entender mejor la BTFR, es fundamental considerar cómo se calculan la masa bariónica y la velocidad de rotación.
- Masa Bariónica (\(M_b\)): La masa bariónica incluye tanto la masa de las estrellas (\(M_*\)) como la masa del gas (\(M_{gas}\)). La masa estelar se suele estimar mediante modelos de evolución estelar y observaciones de la luz estelar. La masa del gas se puede medir a través de observaciones de la emisión en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro.
- Velocidad de Rotación (\(V\)): La velocidad de rotación de una galaxia se puede determinar a partir de curvas de rotación, que muestran cómo varía la velocidad con la distancia desde el centro de la galaxia. Estas curvas se obtienen mediante observaciones de la distribución del gas y las estrellas usando técnicas como la espectroscopía Doppler.
Teorías y Modelos Dinámicos
La BTFR puede proporcionar información sobre la distribución de la materia en las galaxias y se utiliza para probar diferentes teorías cosmológicas y de formación de galaxias. Hay varias teorías que intentan explicar la existencia y las características de la BTFR, entre las que se incluyen:
- Materia Oscura: La teoría más aceptada es que la materia oscura domina la dinámica galáctica. Las curvas de rotación observadas suelen ser planas en las regiones exteriores de las galaxias, lo que sugiere la presencia de halos de materia oscura. Las simulaciones cosmológicas con materia oscura indican que la BTFR debería surgir naturalmente en un universo dominado por materia oscura.
- MOND (Dinámica Newtoniana Modificada): MOND es una alternativa a la materia oscura que propone una modificación de la segunda ley de Newton a aceleraciones muy bajas, típicas de las regiones exteriores de las galaxias. MOND predice una relación de Tully-Fisher similar a la BTFR sin necesidad de postular la existencia de materia oscura.
Estudiar la BTFR a través de diferentes muestras de galaxias y métodos observacionales puede ayudar a distinguir entre estas teorías y proporcionar una mejor comprensión de la distribución de la masa y la dinámica galáctica.
Fórmulas y Ajustes
La relación de Tully-Fisher Bariónica se expresa generalmente en la forma de una ley potencial:
\[ M_b \propto V^n \]
Se puede reescribir como:
\[ \log(M_b) = a + n \log(V) \]
donde \(a\) es una constante de normalización que puede depender de la calibración adoptada y \(n\) es el exponente que caracteriza la relación. Los valores típicos para \(n\) están alrededor de 3 a 4, dependiendo de los estudios y las muestras analizadas.
En estudios observacionales, los datos obtenidos de las curvas de rotación y las estimaciones de masa bariónica se ajustan a esta relación usando métodos de regresión lineal en el espacio logarítmico. Esto permite determinar los parámetros \(a\) y \(n\) con mayor precisión.
La BTFR se ha confirmado en numerosas muestras de galaxias, tanto en el universo cercano como en galaxias más distantes, proporcionando una de las piezas fundamentales de evidencia en nuestro entendimiento de la dinámica y la evolución de las galaxias.