| Property |
Value |
| dbo:abstract
|
- La curva de rotación de una galaxia disco (también llamada curva de velocidad) es la velocidad de rotación de las estrellas observables o el gas en esa galaxia como función de su distancia radial al centro de la galaxia, la cual normalmente se representa gráficamente con un diagrama de dispersión en el que la velocidad orbital (en km/s) de las estrellas o el gas en la galaxia se representa en el eje de ordenadas y la distancia al centro de la galaxia en el eje de abscisas. Una característica general de las curvas de rotación galácticas que han sido observadas es que la velocidad de rotación de las estrellas y el gas es (dentro de lo que puede medirse) constante, independientemente de la distancia al centro de la galaxia (línea B en la figura): se observa que las estrellas orbitan alrededor del centro de estas galaxias a una velocidad constante en un intervalo grande de distancias al centro de cualquier galaxia. Si los discos de las galaxias tienen una distribución de masa similar a la distribución de estrellas y gas que se observa, las velocidades de las curvas de rotación deberían disminuir en las largas distancias (línea de puntos A de la figura) de la misma forma que ocurre en otros sistemas con la mayoría de su masa en el centro, como por ejemplo el Sistema Solar o las lunas de Júpiter, los cuales cumplen con la predicción de las leyes de Kepler. También se sabe que las curvas de rotación de las galaxias espirales son asimétricas. Los datos observados de cada lado de la galaxia están normalmente en la media. Por tanto, la mayoría de los casos que se conocen son altamente asimétricos aunque asimetrías más pequeñas también han sido descubiertas. La asimetría de la RC (rotational curve) parece ser normal más que excepcional. El problema de rotación galáctica es la discrepancia observada en las curvas de rotación de las galaxias y la predicción de Newton-Kepler si asumimos que hay una masa central dominante con el material lumínico observado. Cuando se calcula la masa de las galaxias únicamente a partir de la luminosidad y la en el disco, y si se asume que las porciones del núcleo de una galaxia espiral son aproximados a los de las estrellas, la masa que se deriva de la cinemática de la rotación observable y de la ley de la gravedad no concuerdan. Esta discrepancia puede deberse a una gran cantidad de materia oscura que envuelve la galaxia y se extiende hasta el de la galaxia. Aunque la materia oscura es, por mayoría, la opción más aceptada para explicar el problema de rotación de las galaxias, existen otras propuestas que han tenido cierto grado de éxito. De las posibles alternativas, la más notable es la dinámica newtoniana modificada (MOND), la cual implica modificar las leyes de la gravedad. (es)
- La curva de rotación de una galaxia disco (también llamada curva de velocidad) es la velocidad de rotación de las estrellas observables o el gas en esa galaxia como función de su distancia radial al centro de la galaxia, la cual normalmente se representa gráficamente con un diagrama de dispersión en el que la velocidad orbital (en km/s) de las estrellas o el gas en la galaxia se representa en el eje de ordenadas y la distancia al centro de la galaxia en el eje de abscisas. Una característica general de las curvas de rotación galácticas que han sido observadas es que la velocidad de rotación de las estrellas y el gas es (dentro de lo que puede medirse) constante, independientemente de la distancia al centro de la galaxia (línea B en la figura): se observa que las estrellas orbitan alrededor del centro de estas galaxias a una velocidad constante en un intervalo grande de distancias al centro de cualquier galaxia. Si los discos de las galaxias tienen una distribución de masa similar a la distribución de estrellas y gas que se observa, las velocidades de las curvas de rotación deberían disminuir en las largas distancias (línea de puntos A de la figura) de la misma forma que ocurre en otros sistemas con la mayoría de su masa en el centro, como por ejemplo el Sistema Solar o las lunas de Júpiter, los cuales cumplen con la predicción de las leyes de Kepler. También se sabe que las curvas de rotación de las galaxias espirales son asimétricas. Los datos observados de cada lado de la galaxia están normalmente en la media. Por tanto, la mayoría de los casos que se conocen son altamente asimétricos aunque asimetrías más pequeñas también han sido descubiertas. La asimetría de la RC (rotational curve) parece ser normal más que excepcional. El problema de rotación galáctica es la discrepancia observada en las curvas de rotación de las galaxias y la predicción de Newton-Kepler si asumimos que hay una masa central dominante con el material lumínico observado. Cuando se calcula la masa de las galaxias únicamente a partir de la luminosidad y la en el disco, y si se asume que las porciones del núcleo de una galaxia espiral son aproximados a los de las estrellas, la masa que se deriva de la cinemática de la rotación observable y de la ley de la gravedad no concuerdan. Esta discrepancia puede deberse a una gran cantidad de materia oscura que envuelve la galaxia y se extiende hasta el de la galaxia. Aunque la materia oscura es, por mayoría, la opción más aceptada para explicar el problema de rotación de las galaxias, existen otras propuestas que han tenido cierto grado de éxito. De las posibles alternativas, la más notable es la dinámica newtoniana modificada (MOND), la cual implica modificar las leyes de la gravedad. (es)
|
| dbo:wikiPageExternalLink
| |
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
| |
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| prop-es:autor
|
- V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (es)
- V. Rubin, W. K. Ford, Jr (es)
- V. Rubin, N. Thonnard, W. K. Ford, Jr, (es)
- V. Rubin, W. K. Ford, Jr (es)
|
| prop-es:año
|
- 1970 (xsd:integer)
- 1980 (xsd:integer)
|
| prop-es:bibcode
|
- 1970 (xsd:integer)
- 1980 (xsd:integer)
|
| prop-es:doi
| |
| prop-es:publicación
|
- Astrophysical Journal (es)
- Astrophysical Journal (es)
|
| prop-es:páginas
|
- 379 (xsd:integer)
- 471 (xsd:integer)
|
| prop-es:título
|
- Rotation of the Andrómeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions (es)
- Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 to UGC 2885 (es)
- Rotation of the Andrómeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission Regions (es)
- Rotational Properties of 21 Sc Galaxies with a Large Range of Luminosities and Radii from NGC 4605 to UGC 2885 (es)
|
| prop-es:volumen
|
- 159 (xsd:integer)
- 238 (xsd:integer)
|
| dct:subject
| |
| rdfs:comment
|
- La curva de rotación de una galaxia disco (también llamada curva de velocidad) es la velocidad de rotación de las estrellas observables o el gas en esa galaxia como función de su distancia radial al centro de la galaxia, la cual normalmente se representa gráficamente con un diagrama de dispersión en el que la velocidad orbital (en km/s) de las estrellas o el gas en la galaxia se representa en el eje de ordenadas y la distancia al centro de la galaxia en el eje de abscisas. (es)
- La curva de rotación de una galaxia disco (también llamada curva de velocidad) es la velocidad de rotación de las estrellas observables o el gas en esa galaxia como función de su distancia radial al centro de la galaxia, la cual normalmente se representa gráficamente con un diagrama de dispersión en el que la velocidad orbital (en km/s) de las estrellas o el gas en la galaxia se representa en el eje de ordenadas y la distancia al centro de la galaxia en el eje de abscisas. (es)
|
| rdfs:label
|
- Curva de rotación galáctica (es)
- Curva de rotación galáctica (es)
|
| owl:sameAs
| |
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is owl:sameAs
of | |
| is foaf:primaryTopic
of | |
