Mass of spiral galaxies by means of a maximum disc model

Masa de galaxias espirales por medio de un modelo de disco máximo

Presentamos modelos de masa de disco máximo para un conjunto de galaxias espirales del Cluster Ursa Major. Los modelos se obtienen por medio del método de Hunter y las soluciones particulares se eligen de tal manera que las velocidades circulares se ajustan muy exactamente a las curvas de rotación observadas de algunas galaxias espirales específicas. Bajo la hipótesis del disco máximo, suponemos que la masa del disco es lo más grande posible, en consonancia con la curva de rotación de la galaxia. Por lo tanto, la contribución de la masa del halo de la materia oscura se considera insignificante en las partes internas de las espirales. Los modelos reproducen la estructura general de las curvas de rotación en la mayoría de las galaxias, proporcionando buenos ajustes para calcular la masa total de estas galaxias obteniendo valores del orden de 10¹⁰M . Basados en el criterio de estabilidad vertical presentado por Vieira and Ramos-Caro (2016), encontramos que todas las galaxias analizadas presentan un comportamiento verticalmente estable. Por otro lado, a partir del análisis de la frecuencia epicíclica se observa que todos los modelos presentaron mayormente un comportamiento estable radial excepto en el borde del disco.

​INTRODUCCIÓN

Uno de los mayores retos de la astronomía moderna es la determinación del origen, la naturaleza y la distribución de la materia en sus formas visibles y oscuras. Independientemente de que el contenido de la materia en una galaxia espiral sea luminoso o no, la gravedad es la única fuerza que afecta a todas las formas de la materia, sean cuales sean sus propiedades y condiciones. De modo que al sondear los efectos de la gravedad a través de su influencia dinámica, podemos revelar todo el contenido material de un sistema. Actualmente, una de las mejores herramientas disponibles para analizar el contenido material de una galaxia espiral es la curva de rotación (Binney & Tremaine, 2008; Leblanc, 2010; Rubin et al. 1985), que muestra cómo las estrellas de una galaxia giran alrededor del centro en órbitas aproximadamente circulares (Oort, 1927), con una velocidad que varía sólo bajo los efectos de la propia gravedad de la galaxia.

Para determinar la distribución de la masa de una galaxia espiral en particular, es necesario proponer un modelo de forma que se ajuste a los datos de la curva de rotación de la galaxia analizada. Teniendo en cuenta que cada uno de los componentes de una galaxia espiral contribuye a la curva de rotación, existen en la literatura varios modelos de masa que incluyen de uno a varios componentes dependiendo de la situación particular a modelar (Sofue et al. 2009). Por ejemplo, Bajkova & Bobylev (2016) ajustaron un modelo de tres componentes (bulbo, disco, halo) a las velocidades de rotación de objetos galácticos conocidos a partir de observaciones en el rango de distancias galactocéntricas R de 0 a 200 kpc.