Formación y rotación de galaxias en disco con halos

Consideramos una imagen en la que las galaxias en disco se formaron a partir de gas en colapso en halos extendidos de material oscuro. Se asume que estos sistemas fueron producidos por agrupamiento jerárquico y se dotaron de sus momentos angulares mediante torques de marea. Para probar la teoría, hemos desarrollado algunos modelos que determinan la estructura de los halos en términos de las propiedades observables de los discos. Una comparación de los modelos con una muestra de 25 galaxias conduce a las siguientes conclusiones: (1) Se requieren factores de colapso de 10 o más y relaciones masa-halo a disco de cinco o más para explicar la rápida rotación de los discos. (2) Las curvas de rotación de los halos, calculadas bajo la suposición de conservación detallada del momento angular en los discos, son bastante planas. (3) La mayoría de los discos son globalmente inestables a la formación de perturbaciones no simétricas a menos que sus relaciones masa-luz sean significativamente menores que las estimaciones actuales. (4) Hay una indicación tentativa de que las distribuciones de masa y luminosidad en las regiones de abultamiento de las galaxias no están estrechamente relacionadas. (5) Las partes de los discos galácticos que son inestables a la fragmentación a 10^4 K corresponden bien con las partes que son ópticamente visibles; discos más pequeños estarían completamente estabilizados por rotación.