A galaxis forgási görbéje egy függvény, amely leírja a galaxis kinematikai tulajdonságait [1] , és a galaxisban lévő csillagok és gázok keringési sebességének a galaxis középpontjától való távolságától való függését jelenti. A nagy mennyiségű megfigyelt adat kombinációja azt jelzi, hogy a csillagok forgási sebessége nem csökken nagy távolságra a galaxisok középpontjától, ahogy az várható volt a Kepleri-dinamika előrejelzései szerint , amelyek csak a látható tömeget veszik figyelembe. Ezt jelenleg bizonyítéknak tekintik a galaxisokban a sötét anyag halójának létezésére , bár alternatív magyarázatokat is javasoltak.
A kepleri dinamika elvei szerint a spirálgalaxisok korongos részében lévő anyagnak (például csillagoknak vagy gáznak) a galaxis középpontja körül kell keringenie, hasonlóan ahhoz, ahogyan a Naprendszer bolygói keringenek a Nap körül, azaz , a newtoni mechanika szerint. Ez alapján azt várnánk, hogy a legnagyobb tömegeloszlástól bizonyos távolságra lévő objektum átlagos keringési sebessége a pályasugár négyzetgyökével fordítottan csökken (szaggatott vonal az 1. ábrán). A spirálgalaxisok dinamikájának tanulmányozásának korai időszakában azt hitték, hogy tömegük nagy részének a galaktikus dudorban , a galaxis középpontjának közelében kell lennie.
1939-ben Horace Babcock disszertációjában publikálta az első komoly bizonyítékot a forgási görbe viselkedésére, amely radikálisan különbözött az előrejelzésektől: az Androméda galaxis forgási görbéje nem fordítottan csökkent a négyzetgyökkel, hanem „lejtős” volt. a központi dudoron kívül a sebesség gyakorlatilag nem függött a sugártól . Egy évvel később az NGC 3115 galaxisra is hasonló eredményt ért el Jan Oort . Az 1950-es években ezt a képet az M 31 és M 33 galaxisok pontosabb rádiómegfigyelései is megerősítették [ 2 ] [3] . És a 70-es években ezt az eredményt számos más spirálgalaxisra is kiterjesztették – ebben nagy szerepet játszott Albert Bosma [4] , Vera Rubin és Kent Ford munkája.[5] , Ken Freeman [6] és számos más szakember.
Az 1990-es években az alacsony felületi fényességű (LSB) galaxisok forgási görbéinek [7] és a Tully-Fisher relációban [8] elfoglalt helyzetének további tanulmányozása azt mutatta, hogy nem viselkednek rosszul a várt módon. A „hideg sötét anyagon” alapuló számos numerikus szimuláció megjósolta a forgási görbék alakját a sötét anyag által uralt rendszerek központi tartományaiban, mint például ezekben a galaxisokban. A forgási görbék megfigyelései nem mutatták az előre jelzett alakot [9] . Ezt az úgynevezett " homályos halo problémát" komoly problémának tekintik a kozmológiában.
Az univerzum fizikai törvényeinek legkevesebb változtatását igénylő magyarázat az, hogy a galaxis középpontjától nagy távolságra jelentős mennyiségű anyag található, amelyet a galaxistól eltérő „tömeg-fényesség” kapcsolat jellemez. központi dudor. Az általánosan elfogadott hipotézis szerint ez a többlettömeg a fényudvarban sötét anyag , amely csak gravitációs kölcsönhatásban nyilvánul meg . Létezését a 20. század első felétől feltételezik Jan Oort , Fritz Zwicky és más tudósok munkái. Jelenleg számos egyéb megfigyelhető bizonyíték áll rendelkezésre a sötét anyag létezésére, és ez a Lambda-CDM modell része, amely leírja az univerzum kozmológiáját.
Számos alternatív magyarázat létezik a sötét anyagra a galaxisok forgási görbéire. Az egyik legtöbbet vitatott alternatíva a MoND elmélet ( módosított newtoni dinamika ), amelyet eredetileg 1983-ban [10] javasoltak fenomenológiai magyarázatként, beleértve az alacsony felületi fényességű galaxisok forgási görbéit is . Ez az elmélet azt állítja, hogy a gravitáció fizikája nagy léptékben változik. Kezdetben nem volt relativisztikus, de később javasolták a gravitáció tenzor-vektor-skalár elméletét (TeVeS) - a HM relativisztikus fejlesztését. Egy másik alternatíva Moffat módosított gravitációs elmélete (MOG), más néven skalár-tenzor-vektor gravitációs elmélet (STVG) [11] . John Moffat és Joel Bronstein a galaxisok forgási görbéinek problémájának megoldására használta fel, és több mint 100 alacsony és nagy felszíni fényességű galaxisból, valamint törpegalaxisokból álló mintán mutatta be alkalmazhatóságát, és a galaxisok forgási görbéit a segítségével magyarázták el. MOG a sötét anyag elméletének bevonása nélkül, csak a rendelkezésre álló fotometriai adatok (csillaganyag és látható gáz) felhasználásával.
Mindeközben a hideg sötét anyag klasszikus modellje továbbra is a galaxisok forgási görbéinek elfogadott magyarázata, mivel a sötét anyag bizonyítéka nemcsak ezekből a forgási görbékből származik, hanem a galaxisok eloszlásában egy nagy léptékű szerkezet kialakulásának modellezéséből is. , galaxiscsoportok és -halmazok dinamikáját figyelve (ahogyan eredetileg Fritz Zwicky érvelt ). A sötét anyag jelenléte magyarázza a gravitációs lencsék megfigyelésének eredményeit is [12] .