Kierto käyrä galaksin voidaan edustaa kaavio , joka esittää graafisesti Ratanopeus ja tähdet tai kaasun on Galaxy on Y akselin funktiona niiden etäisyys keskustasta galaksin on X- akselilla .
Yleinen sääntö (tai laki) varten pyörimisen ja pyörivän partikkelin levyjä voidaan todeta seuraavaa: galakseja tasaisen massan jakautuminen on käyrät lisätä pyörimisen keskustasta reunoille. Galaksiilla, joiden ydin on levyn keskellä (kuvassa linja B), on tasainen, vaakasuora kiertokäyrä keskeltä reunoille, kun taas järjestelmissä, joissa suurin osa massasta on keskitetty pyörivän levyn keskelle (katkoviiva) A kuvassa A), kuten Auringon planeettajärjestelmällä tai Jupiterin kuujärjestelmällä, on pienenevä kiertokäyrä keskeltä reunoille.
Joidenkin tähtien havaitaan pyörivän galaksin keskustan ympärillä tasaisella nopeudella laajalla etäisyydellä galaksin keskustasta. Voimme siis laskea, että ne pyörivät ainelevyn ympärillä, jolla on keskeinen ydin. Suurin osa matalan pinnan kirkkauden galakseista (LSB, englanninkielisestä L ow S urface B: n oikeellisuudesta) pyörivät kasvavassa kiertokäyrässä keskeltä reunoille, mikä osoittaa, että niillä on vain heikko ydin. Ja tähdet pyörivät paljon nopeammin kuin jos heillä olisi vapaa Newtonin potentiaali .
Ongelma pyörimisen galaksien on ero tulkinta havaittu luminanssi ja massan suhde on asian levyn osien spiraaligalakseista ja luminanssi ja massan suhde asian ydin galaksien . Tällä hetkellä uskotaan, että tämä ero pettää tumman aineen läsnäolon, joka tunkeutuu galaksiin ja ulottuu sen haloon . Vaihtoehtoinen selitys piilee muutos painovoimalakeja, ehdottama MOND teoria (alkaen Englanti ( MO dified N ewtonian D ynamics, ranskaksi: Dynamic Newtonin Muutettu).
Vuonna 1959 Louise Volders osoitti, että spiraaligalaksia M33 ( kolmiogalaksia ) ei pyöri odotetulla tavalla Keplerin dynamiikasta , mikä levisi 1970-luvulla moniin muihin spiraaligalakseihin. Tämän mallin, materiaalin (kuten tähdet ja kaasu) spiraaligalaksin kiekko-osan tulisi kiertää galaksin keskustan ympäri samalla tavalla kuin aurinkokunnan planeetat kiertävät aurinkoa, toisin sanoen Newtonin mekaniikan lakien mukaisesti. Tämän perusteella voidaan olettaa, että kohteen keskimääräinen kiertoradanopeus , joka sijaitsee tietyllä etäisyydellä suurimmasta osasta massajakaumia, pienenee käänteisesti kiertoradan neliöjuuren kanssa (kuvan 1 katkoviiva). Eroja havaittaessa ajateltiin, että suurimman osan galaksin massasta on oltava galaktisessa ytimessä lähellä keskustaa. Pyörimissuunta määritettiin tapalla, jolla galaksi muodostui.
Spiraaligalaksien kiertokäyrän havainnot eivät kuitenkaan vahvista tätä. Päinvastoin, käyrät eivät vähene odotetusti neliön käänteisfunktion funktiona, vaan ovat "tasaisia"; keskiytimen ulkopuolella nopeus on melkein vakio säteen funktiona (yhtenäinen viiva kuvassa 1). Selitys joka vaatii hienosäätöä on fysiikan lakien maailmankaikkeuden On se, että on olemassa merkittävä määrä aineen kaukana keskustasta galaksien josta ei päästä valoa massan / valon suhteen. Keski ydin. Tähtitieteilijät mukaan tämä ylimääräinen massa johtuu pimeän aineen on galaktisen halo , joiden olemassaolo alun perin oletettu jonka Fritz Zwicky nelisenkymmentä vuotta aiemmin hänen tutkimuksissaan massojen galaksijoukkojen . Nykyään on olemassa runsaasti Havaintoaineistoa joka osoittaa läsnäolo kylmä pimeä aine , ja sen olemassaolo on tärkeä osa ΛCDM mallin , joka kuvaa kosmologian ja maailmankaikkeuden .
Viimeaikainen työ galaksien kiertokäyreillä, joiden rooli pimeän aineen olemassaolon vakaumuksessa oli ratkaisevin, on eräitä sen tärkeimmistä haasteista. 1990-luvulla yksityiskohtaiset tutkimukset matalan pinnan kirkkauden omaavien galaksien (LSB-galaksit tai englanninkielisen matalan pinnan kirkkauden galakseista ) kiertokäyreistä ja niiden sijainnista Tully-Fisher-suhteessa osoittivat, että ne eivät käyttäytyneet odotetulla tavalla. Näitä galakseja on täytynyt hallita pimeä aine yllättävällä tavalla. Tällainen kääpiögalakseissa hallitsi pimeä aine voisi avainasemassa ratkaistaessa kääpiögalaksin ongelma on rakenteen muodostumista .
Muita haasteita pimeän aineen teorialle tai ainakin sen suosituimmalle muodolle, kylmälle pimeälle aineelle (CDM englanninkieliselle kylmälle pimeälle aineelle), ennakoiva analyysi galaksien keskuksista, joilla on alhainen pinnan kirkkaus. CDM: ään perustuvat numeeriset simulaatiot antoivat ennusteen kiertokäyrien muodoista pimeää ainetta hallitsevien järjestelmien, kuten näiden galaksien, keskellä. Todellisten kiertokäyrien havainnot eivät osoittaneet ennustettuja muotoja. Teoreettiset kosmologit pitävät tätä ongelmaa, jota kutsutaan kylmän pimeän aineen halon pitoisuusongelmaksi, ratkaistavaksi kysymykseksi.
Se, että tätä pimeän aineen teoriaa puolustetaan edelleen selityksenä galaksien pyörimiskäyrälle, selitetään sillä, että todisteet pimeästä aineesta eivät johdu vain näistä käyristä. Se on ainoa, joka simuloi onnistuneesti suurten rakenteiden muodostumista, jotka voidaan nähdä galaksien jakautumisessa, sekä selittää galaksien ryhmien ja klustereiden dynamiikkaa (kuten Zwicky oli alun perin ehdottanut). Pimeä aine ennustaa myös oikein gravitaatiolinssien havainnot .
On olemassa rajoitettu määrä yrityksiä löytää vaihtoehtoisia selityksiä pimeälle aineelle galaksien kiertokäyrien selittämiseksi. Yksi selostettu, on MOND teoria (alkaen Englanti Mo dified N ewtonian D ynamics), ehdotettiin alun perin fenomenologis selitys vuodesta 1983, mutta jonka on havaittu olevan tehon ennustavan pyörimisen käyrät LSB galakseja. Tämä olettaa, että painovoiman fysiikka muuttuu suuressa mittakaavassa, mutta viime aikoihin asti se ei ollut relativistinen teoria. Tämä muuttui kuitenkin Tensor-Vector-Scalar Gravity -teorian (TeVeS) kehittyessä. Vielä onnistunut vaihtoehto on Moffat n modifioitu painovoiman teoria ( MO dified G ravity, MOG) kuten skalaari-tensor-vektori painovoima (STVG). Brownstein ja Moffat soveltivat MOG-teoriaa kysymykseen galaksien kiertokäyristä ja soveltivat mukautuksia suureen näytteeseen, jossa oli yli 100 LSB-galaksia, sekä HSB-galakseihin (korkean pinnan kirkkaudelle, ranskaksi haute brilliance -pinta). tai kääpiögalaksit . Kukin galaksin kiertokäyrä sovitettiin ilman pimeää ainetta, käyttäen vain fotometrisiä tietoja (tähtimateriaalia ja näkyvää kaasua) ja vuorotellen kahden parametrin massajakautumismallia, jossa ei oletettu olevan massa / valosuhde. Tuloksia verrattiin MOND: n tuloksiin ja ne olivat melkein erotuksetta kiertokäyrien tietojen rajalla, kun taas MOND ennusti ikuisesti tasaisen kiertokäyrän ja MOG ennusti lopullisen paluun gravitaatiovoiman lakiin neliöinä. Käänteinen. Vaikka tähtitieteellinen yhteisö ei vielä pidä näitä vaihtoehtoja yhtä vakuuttavina kuin gravitaatiolinssien pimeän aineen mallintutkimukset voivat tarjota keinoja erottaa vaihtoehtoisten painovoimateorioiden ennusteet pimeän aineen selityksistä.