Galaksin kiertokäyrä on funktio, joka kuvaa galaksin kinemaattisia ominaisuuksia [1] ja edustaa galaksin tähtien ja kaasun kiertoradan nopeuden riippuvuutta galaksin keskustan etäisyydestä. Suuren havaitun datamäärän yhdistelmä osoittaa, että tähtien pyörimisnopeus ei laske suurella etäisyydellä galaksien keskustasta, kuten Keplerin dynamiikan ennusteiden mukaisesti , jotka ottavat huomioon vain näkyvän massan, odotettiin. Tätä pidetään tällä hetkellä todisteena pimeän aineen halon olemassaolosta galakseissa , vaikka vaihtoehtoisia selityksiä on ehdotettu.
Keplerilaisen dynamiikan periaatteiden mukaan spiraaligalaksien kiekkoosassa olevan aineen (kuten tähdet tai kaasu) täytyy kiertää galaksin keskustaa samalla tavalla kuin aurinkokunnan planeetat Auringon ympäri, eli , Newtonin mekaniikan mukaisesti. Tämän perusteella voisi olettaa, että kohteen keskimääräinen kiertonopeus tietyllä etäisyydellä suurimmasta massajakaumasta pienenisi käänteisesti kiertoradan säteen neliöjuuren kanssa (katkoviiva kuvassa 1). Spiraaligalaksien dynamiikan tutkimisen alkuvaiheessa uskottiin, että suurimman osan niiden massasta pitäisi olla galaksin pullistumassa lähellä galaksin keskustaa.
Vuonna 1939 Horace Babcock julkaisi väitöskirjassaan ensimmäiset vakavat todisteet pyörimiskäyrän käyttäytymisestä, joka poikkesi radikaalisti ennusteista: hänen Andromedan galaksin pyörimiskäyrä ei laskenut käänteisesti neliöjuuren kanssa, vaan oli "kalteva" - keskimyrskyn ulkopuolella nopeus ei käytännössä riipunut säteestä. Vuotta myöhemmin samanlaisen tuloksen galaksille NGC 3115 sai Jan Oort . 1950-luvulla tämän kuvan vahvistivat tarkemmat radiohavainnot galakseista M 31 ja M 33 [ 2 ] [3] . Ja 70-luvulla tämä tulos laajennettiin moniin muihin spiraaligalakseihin - Albert Bosman [4] , Vera Rubinin ja Kent Fordin työllä oli suuri rooli.[5] , Ken Freeman [6] ja joukko muita asiantuntijoita.
Lisätutkimus matalan pinnan kirkkauden (LSB) galaksien pyörimiskäyristä 1990-luvulla [7] ja niiden sijainnista Tully-Fisher-relaatiossa [8] osoitti, että ne eivät toimi odotetusti. Lukuisat "kylmään pimeään aineeseen" perustuvat numeeriset simulaatiot ovat ennustaneet pyörimiskäyrien muodon pimeän aineen hallitsemien järjestelmien, kuten näiden galaksien, keskialueilla. Pyörimiskäyrien havainnot eivät osoittaneet ennustettua muotoa [9] . Tätä ns. " kuumeaa halo-ongelmaa" pidetään vakavana ongelmana kosmologiassa.
Vähiten universumin fysikaalisten lakien muutosta vaativa selitys on se, että suurella etäisyydellä galaksin keskustasta on huomattava määrä ainetta, jolle on tunnusomaista erilainen "massa-luminositeetti"-suhde kuin galaksin. keskellä oleva pullistuma. Yleisesti hyväksytty hypoteesi on, että tämä halossa oleva lisämassa on pimeää ainetta , joka ilmenee vain gravitaatiovuorovaikutuksessa . Sen olemassaolo on oletettu 1900-luvun ensimmäisestä puoliskosta lähtien Jan Oortin , Fritz Zwickyn ja muiden tutkijoiden teoksissa. Tällä hetkellä pimeän aineen olemassaolosta on olemassa suuri määrä muita havaittavissa olevia todisteita, ja se on osa Lambda-CDM- mallia, joka kuvaa maailmankaikkeuden kosmologiaa.
Pimeästä aineesta on olemassa useita vaihtoehtoisia selityksiä galaksien pyörimiskäyrille. Yksi keskusteltuimmista vaihtoehdoista on MoND-teoria ( modifioitu Newtonin dynamiikka ), jota ehdotettiin alun perin vuonna 1983 [10] fenomenologiseksi selitykseksi, mukaan lukien matalan pinnan kirkkauden galaksien kiertokäyrät . Tämä teoria väittää, että painovoiman fysiikka muuttuu suuressa mittakaavassa. Aluksi se ei ollut relativistinen, mutta myöhemmin ehdotettiin painovoiman tensori-vektori-skalaariteoriaa (TeVeS) - MoND:n relativistista kehitystä. Toinen vaihtoehto on Moffatin modifioidun painovoiman teoria (MOG), jota kutsutaan myös painovoiman skalaari-tensori-vektoriteoriaksi (STVG) [11] . John Moffat ja Joel Bronstein käyttivät sitä ratkaistakseen galaksien pyörimiskäyrien ongelman ja osoittivat sen soveltuvuuden yli 100 galaksiin, joilla on sekä pieni että korkea pintakirkkaus, sekä kääpiögalakseihin, ja niiden galaksien pyörimiskäyrät selitettiin käyttämällä MOG ilman pimeän aineen teoriaa, käyttämällä vain saatavilla olevia fotometrisiä tietoja (tähtiaine ja näkyvä kaasu).
Samaan aikaan klassinen kylmän pimeän aineen malli on edelleen hyväksytty selitys galaksien pyörimiskäyrille, koska todisteet pimeästä aineesta eivät tule pelkästään näistä pyörimiskäyristä, vaan myös mallinnettaessa laajamittaisen rakenteen muodostumista galaksien jakautumisessa. , tarkkailemalla galaksiryhmien ja -klusterien dynamiikkaa (kuten Fritz Zwicky alun perin väitti ). Pimeän aineen läsnäolo selittää myös gravitaatiolinssien havainnoinnin tulokset [12] .