Description
Uno de los problemas mas antiguos e importantes en dinámica de galaxias es la determinación de la masa con base en las observaciones de la velocidad circular de rotación o curva de rotación [1]. Esto es, si se asume un determinado modelo para la composición de la galaxia, el ajuste de dicho modelo con la curva de rotación permite, en principio, determinar completamente su distribución de masa. Ahora bien, la descripción mas aceptada de la composición de las galaxias espirales es que una parte significativa de su masa se encuentra concentrada en un disco delgado, mientras que las otras contribuciones a la masa total de la galaxia provienen de un halo esferoidal de materia oscura, una protuberancia central y, quizás, un agujero negro central [2]. Sin embargo, la contribución de cada una de las partes está limitada a ciertas escalas de distancia, así que en un modelo razonablemente realista no es necesario incluir la contribución de todas las componentes y comúnmente se acepta que muchos de los aspectos de la dinámica galáctica se pueden describir, de una manera bastante aproximada, mediante modelos que consideren solamente la contribución de un disco delgado [2].
De acuerdo con esto, se muestra en este trabajo como, utilizando el método de Hunter [3], se obtiene una familia de discos delgados de radio finito con una densidad superficial de masa bien comportada [4]. Adicionalmente, se mostrará como las velocidades circulares se pueden ajustar con el fin de reproducir las curvas de rotación observadas de galaxias espirales reales [5]. Estos modelos presentan densidades bien comportadas y los valores obtenidos para las masas concuerdan con el orden de magnitud esperado con base en las medidas de luminosidad total. Ahora bien, para obtener modelos mas realistas que incluyan la contribución a la masa debida al halo de materia oscura, consideraremos modelos compuestos de discos delgados y halos esferoidales [6]. Ajustando entonces la velocidad circular con los datos de la curva de rotación de diferentes galaxias, podremos determinar los valores de la masa total del disco y de la masa total del halo esferoidal.
[1] A. Pierens and J-M. Hure, Astrop. J. 605, 179 (2004).
[2] J. Binney and S. Tremaine, Galactic Dynamics. 2nd ed. PUP (2008).
[3] C. Hunter, MNRAS 126, 299 (1963).
[4] G. A. González and J. I. Reina, MNRAS 371, 1873 (2006).
[5] G. A. González, S. M. Plata-Plata and J. Ramos-Caro, MNRAS 404, 468 (2010).
Primary author
Dr
Guillermo González
(Univ Industrial de Santander)
