🌌 Krzywa rotacji galaktyki

Poza widocznym dyskiem galaktyki niemal cała masa jest zawarta w obrębie danego promienia, więc mechanika orbitalna zachowuje się jak planety krążące wokół Słońca: V ∝ 1/√r, ten sam keplerowski spadek, jaki uzyskuje się przy krążeniu wokół dowolnej masy punktowej. To dokładnie to, co przedstawia przerywana krzywa, i nie jest to zgodne z tym, co pokazują prawdziwe galaktyki.

Zamiast opadać, prędkość orbitalna w prawdziwych galaktykach pozostaje mniej więcej stała (a nawet lekko rośnie) przy dużych promieniach. Może to się zdarzyć tylko wtedy, gdy masa zawarta wewnątrz orbity wciąż rośnie proporcjonalnie do promienia nawet daleko poza widocznym dyskiem — co wskazuje na ogromny, rozległy, niewidoczny rozkład masy, a nie na stałą masę całkowitą.

Profil Navarro-Frenk-White ρ(r) = ρ₀/[(r/rs)(1+r/rs)²] to kształt gęstości wyprowadzony z kosmologicznych symulacji tego, jak halo ciemnej materii formują się pod wpływem grawitacji. Jest stromy w pobliżu centrum i opada łagodniej przy dużych promieniach, a jego całkowanie daje wkład do prędkości, który pozostaje niemal płaski w szerokim zakresie promieni — zgodnie z obserwacjami.

Promień skali halo rs określa, w którym miejscu profil gęstości NFW przechodzi ze stromego nachylenia wewnętrznego do łagodniejszego nachylenia zewnętrznego. Większe rs rozprasza masę ciemnej materii na większą objętość, co zmienia miejsce spłaszczenia krzywej rotacji oraz szybkość osiągania V_max.

Galaktyki karłowate zazwyczaj wykazują jeszcze wyższy udział ciemnej materii niż duże spirale, takie jak Droga Mleczna czy Andromeda, ponieważ ich widoczna (świecąca) masa jest niewielka, podczas gdy ich mierzone prędkości rotacji są wciąż stosunkowo duże jak na ich rozmiar — można to zaobserwować, przełączając się między presetami galaktyk i porównując sugerowany przez każdy z nich procent ciemnej materii.