Co to jest krzywa rotacji galaktyki?
Krzywa rotacji galaktyki (rotation curve) to wykres prędkości orbitalnej gwiazd i obłoków gazu w funkcji ich odległości od centrum galaktyki. Zgodnie z prawami Newtona, daleko od centrum galaktyki – poza widzialnym dyskiem – prędkości orbitalne powinny spadać jak v ~ 1/sqrt(r) (podobnie jak w Układzie Słonecznym). Obserwacyjna rzeczywistość jest zupełnie inna: krzywe rotacji spiral galaktyk są płaskie do bardzo dużych odległości.
Anomalię krzywych rotacji jako pierwsza systematycznie zbadała Vera Rubin z Kentem Fordem w latach 60.-70. XX wieku, mierząc prędkości wielu galaktyk spiralnych. Płaskie krzywe rotacji oznaczają, że masa galaktyki rośnie proporcjonalnie do promienia poza widzialnym dyskiem – jest to dowodem na istnienie rozległego, sferycznego halo ciemnej materii otaczającego każdą galaktykę. Halo ciemnej materii Drogi Mlecznej rozciąga się na ok. 150-250 kpc, choć widzialna galaktyka ma promień ok. 15-25 kpc. Masa halo ciemnej materii jest ok. 5-10 razy większa niż masa widzialnej materii galaktyki.
Krzywe rotacji galaktyk pozostają jednym z najsilniejszych argumentów obserwacyjnych za istnieniem ciemnej materii, obok soczewkowania grawitacyjnego (np. Gromada Kuli – Bullet Cluster) i struktury CMB. Alternatywne teorie grawitacji (MOND – Modified Newtonian Dynamics, TeVeS) starają się wyjaśnić płaskie krzywe bez ciemnej materii, choć mają trudności z opisem innych obserwacji, np. Bullet Cluster.