Explication de la courbe de rotation galactique3

En Francais:

http://www3.sympatico.ca/pierrejsavard/explication_de_la_courbe_de_rotation_galactique3.pdf

En Anglais:

http://www3.sympatico.ca/pierrejsavard/explanation_of_the_galactic_rotation_curve3.pdf

M33 rotation curve

Référence:
Dark Matter Reasearch

http://www.hep.shef.ac.uk/research/dm/intro.php

certificat d'enregistrement de droit droit d'auteur en anglais

certificat d'enregistrement de droit d'auteur en francais

Explication de la courbe de rotation galactique

pdf:

http://www3.sympatico.ca/pierrejsavard/explication_de_la_courbe_de_rotation_galactique.pdf

courbe de vitesse de rotation estimer des etoiles sur le disque de notre galaxie

Remarque concernant la courbe linéaire orange ou brune et autres remarques:
Sur ce graphique, la courbe orange qui est linéaire a une pente beaucoup plus petite que un, en fait si on représente l'axe des distances en milliers d'années lumière et l'axe de la vitesse en kilomètre par seconde, cette pente serait beaucoup plus importante et elle serait d'environ 16 pour notre galaxie, en considérant sa densité estimé a .1 masse Solaire par parsec cube.

Je voulais illustrer une droite linéaire a pente positive, qui ne prenait pas trop de place sur l'axe des vitesses, pour la représentation des détails ou une meilleur commodité, l'important est de savoir que la prise en considération du bulbe galactique seul(qui est donné par la courbe en mauve du bas) donnait la courbe résultante en bleu(il faut aussi considérer que la densité du disque galactique diminu en s'éloignant du bulbe).Je compare ces courbes a la droite horizontal en noir.La courbe mauve du bas est pour montrer son caractère concave, elle est beaucoup plus décroissante(comme l'inverse de la racine carré de la distance), la aussi je voulais tout inclure la courbe dans un espace restreint.La courbe noire avec une pente très importante dans la région du bulbe galactique a été sectioner pour pouvoir illustrer son sommet.

Si la densité du disque vari comme l'inverse du rayon R, ou soit comme d(rayon bulbe)/R ,

densité = d[(rayon bulbe)/R] , (d = densité initial, soit près du bulbe) ,

R initial = rayon bulbe , (condition initial),

alors la vitesse V sur le disque vari comme (R)/[(R)^(1/2)] , soit vari comme (R)^(1/2) ,

soit la vitesse V tangentielle des étoiles sur le disque vari comme la racine carré du rayon R du disque de notre galaxie, soit comme l'inverse de la loi dans le système Solaire, qui vari comme l'inverse de la racine carré du rayon orbital circulaire R, c'est pourquoi la vitesse est a peu près constante sur le disque, et la courbe des vitesses tangentielle du a la rotation est a peu près une droite linéaire horizontal, de pente a peu près nulle(0).