Comment mesurer les courbes de rotation des galaxies spirales au-delà de la lumière stellaire visible ?

Déterminer les courbes de rotation des galaxies spirales au-delà du rayon optique (où la lumière stellaire devient trop faible) repose principalement sur l'observation de l'**émission de la raie 21-cm de l'hydrogène neutre (HI)**.

Comment ça marche

• Émission raie 21-cm : Les atomes d'hydrogène neutre émettent des ondes radio à 21 cm. Cette émission traverse efficacement les nuages de poussière et peut être détectée loin du centre galactique.
• Effet Doppler : La vitesse du gaz d'hydrogène le long de la ligne de visée cause un décalage Doppler de la fréquence 21-cm. Gaz s'approchant = fréquence plus haute ; s'éloignant = plus basse. Mesurer ce décalage détermine la vitesse radiale à différentes distances du centre.
• Cartographie du gaz : Les radiotélescopes (ex : Very Large Array, Westerbork) cartographient l'intensité et la vitesse radiale de l'émission HI 21-cm à travers la galaxie, donnant distribution et cinématique du gaz hydrogène.
• Construction courbe rotation : En supposant orbites circulaires (raisonnable pour beaucoup de gaz), la vitesse radiale à une distance donnée relie directement à la vitesse de rotation. En combinant données vitesse à multiples rayons, on construit la courbe rotation bien au-delà de la lumière stellaire visible.

Techniques additionnelles

• Gaz moléculaire (CO) : Monoxyde de carbone trace régions plus denses, utilisé pour vitesses rotation à rayons plus petits que HI.
• Émission Hα : Associée formation stellaire, parfois détectée à plus grands rayons pour info vitesse.
• Lentille gravitationnelle : Effets masse galaxie sur objets arrière-plan peuvent inférer distribution masse et courbe rotation. Moins direct, repose modélisation sophistiquée.

Étendre la courbe rotation au-delà du rayon optique suppose que le gaz observé trace la distribution de masse globale. L'écart entre courbes observées et prédictions depuis matière visible seule a mené à postuler la matière noire.