BeeTheory – Application galactique – Note technique XXXIV
Décomposition de la masse par forme géométrique :
Les 23 galaxies en 5 composantes
Pour chacune des 23 galaxies de calibration, nous décomposons la masse visible en 5 composantes géométriques standard : bulbe (sphère de Hernquist), disque stellaire fin (exponentiel, $z$ étroit), disque stellaire épais (exponentiel, $z$ plus large), disque de gaz HI (exponentiel étendu), et halo externe. La décomposition donne à la fois les masses absolues et les pourcentages. Pour chaque galaxie, les deux composantes dominantes sont surlignées en vert – elles identifient les formes dynamiquement pertinentes dont les champs d’ondes auront le plus d’importance.
1. Les cinq formes géométriques
| Formulaire | Profil | En cas de présence |
|---|---|---|
| Le bourrelet | Sphère de Hernquist, $\rho \propto r/(r+r_b)^3$ | Types précoces uniquement (Hubble $T \leq 3$) |
| Disque mince | Exponentielle $\Sigma \propto e^{-R/R_d}$, hauteur d’échelle $\sim 0.3$ kpc | Toutes les galaxies à disque – composante stellaire principale |
| Disque épais | Exponentielle $\Sigma \propto e^{-R/R_d}$, hauteur d’échelle $\sim 0.9$ kpc | Toutes les galaxies à disque – étoiles plus anciennes |
| Disque de gaz HI | Exponentielle étendue, $R_{d,\text{gas}} \approx 2.5\,R_{d,\text{star}}$ | Tous – réservoir d’hydrogène neutre |
| Halo externe | Halo stellaire diffus ou queue HI | Négligeable pour SPARC ; inclus par souci d’exhaustivité |
2. Masses absolues par forme géométrique ($M_\odot$)
| # | Galaxie | Type d’appareil | Bulbe | Disque fin | Disque épais | Gaz HI | Halo ext. | Total |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | CamB | Im | – | 3.22e+7 | 1.38e+7 | 2.13e+7 | – | 6.72e+7 |
| 2 | DDO064 | Im | – | 2.87e+7 | 1.23e+7 | 2.26e+8 | – | 2.67e+8 |
| 3 | ESO444-G084 | Im | – | 3.99e+7 | 1.71e+7 | 1.60e+8 | – | 2.17e+8 |
| 4 | DDO154 | Im | – | 3.56e+7 | 1.53e+7 | 6.25e+8 | – | 6.76e+8 |
| 5 | DDO170 | Im | – | 6.65e+7 | 2.85e+7 | 5.05e+8 | – | 6.00e+8 |
| 6 | DDO168 | Im | – | 1.05e+8 | 4.49e+7 | 2.79e+8 | – | 4.29e+8 |
| 7 | D631-7 | Im | – | 1.24e+8 | 5.31e+7 | 5.12e+8 | – | 6.89e+8 |
| 8 | DDO161 | Im | – | 9.31e+7 | 3.99e+7 | 1.09e+9 | – | 1.22e+9 |
| 9 | F565-V2 | Im | – | 3.96e+7 | 1.70e+7 | 2.66e+8 | – | 3.23e+8 |
| 10 | F563-V2 | Im | – | 7.98e+7 | 3.42e+7 | 4.65e+8 | – | 5.80e+8 |
| 11 | F563-V1 | Im | – | 7.92e+7 | 3.39e+7 | 3.99e+8 | – | 5.12e+8 |
| 12 | F567-2 | Im | – | 1.07e+8 | 4.58e+7 | 7.98e+8 | – | 9.51e+8 |
| 13 | F568-V1 | Im | – | 1.94e+8 | 8.31e+7 | 1.06e+9 | – | 1.34e+9 |
| 14 | ESO116-G012 | Sd | – | 1.12e+9 | 4.78e+8 | 1.60e+9 | – | 3.19e+9 |
| 15 | F561-1 | Im | – | 4.12e+8 | 1.77e+8 | 1.20e+9 | – | 1.79e+9 |
| 16 | F563-1 | Im | – | 3.21e+8 | 1.37e+8 | 1.60e+9 | – | 2.05e+9 |
| 17 | F568-3 | Sd | – | 6.93e+8 | 2.97e+8 | 2.00e+9 | – | 2.98e+9 |
| 18 | F574-1 | Sd | – | 8.55e+8 | 3.66e+8 | 2.53e+9 | – | 3.75e+9 |
| 19 | F568-1 | Sd | – | 9.01e+8 | 3.86e+8 | 2.39e+9 | – | 3.68e+9 |
| 20 | NGC3198 | Sc | – | 3.32e+9 | 1.42e+9 | 1.14e+10 | – | 1.62e+10 |
| 21 | F571-8 | Sd | – | 2.23e+9 | 9.54e+8 | 2.93e+9 | – | 6.11e+9 |
| 22 | Voie lactée | Sbc | 1.00e+10 | 4.00e+10 | 6.00e+9 | 1.00e+10 | – | 6.60e+10 |
| 23 | NGC2841 | Sb | 5.82e+9 | 1.22e+10 | 5.24e+9 | 1.10e+10 | – | 3.43e+10 |
Cellules vertes: les deux composantes dominantes pour chaque galaxie. Ensemble, elles représentent la majeure partie de la masse visible et définissent la géométrie dominante du champ d’ondes.
3. Pourcentages par forme géométrique
| # | Galaxie | Type | %Bulge | %Fine | %Épaisseur | %HI | %Halo |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | CamB | Im | – | 47.8% | 20.5% | 31.7% | – |
| 2 | DDO064 | Im | – | 10.8% | 4.6% | 84.6% | – |
| 3 | ESO444-G084 | Im | – | 18.4% | 7.9% | 73.7% | – |
| 4 | DDO154 | Im | – | 5.3% | 2.3% | 92.5% | – |
| 5 | DDO170 | Im | – | 11.1% | 4.7% | 84.2% | – |
| 6 | DDO168 | Im | – | 24.4% | 10.5% | 65.1% | – |
| 7 | D631-7 | Im | – | 18.0% | 7.7% | 74.3% | – |
| 8 | DDO161 | Im | – | 7.6% | 3.3% | 89.1% | – |
| 9 | F565-V2 | Im | – | 12.3% | 5.3% | 82.5% | – |
| 10 | F563-V2 | Im | – | 13.8% | 5.9% | 80.3% | – |
| 11 | F563-V1 | Im | – | 15.5% | 6.6% | 77.9% | – |
| 12 | F567-2 | Im | – | 11.2% | 4.8% | 83.9% | – |
| 13 | F568-V1 | Im | – | 14.5% | 6.2% | 79.3% | – |
| 14 | ESO116-G012 | Sd | – | 35.0% | 15.0% | 50.0% | – |
| 15 | F561-1 | Im | – | 23.1% | 9.9% | 67.0% | – |
| 16 | F563-1 | Im | – | 15.6% | 6.7% | 77.7% | – |
| 17 | F568-3 | Sd | – | 23.2% | 9.9% | 66.8% | – |
| 18 | F574-1 | Sd | – | 22.8% | 9.8% | 67.4% | – |
| 19 | F568-1 | Sd | – | 24.5% | 10.5% | 65.0% | – |
| 20 | NGC3198 | Sc | – | 20.5% | 8.8% | 70.7% | – |
| 21 | F571-8 | Sd | – | 36.5% | 15.6% | 47.9% | – |
| 22 | Voie lactée | Sbc | 15.2% | 60.6% | 9.1% | 15.2% | – |
| 23 | NGC2841 | Sb | 17.0% | 35.6% | 15.3% | 32.2% | – |
4. Modèles par type de galaxie
- Deux galaxies Sb/Sbc massives (Voie Lactée, NGC2841): dominées par un disque fin + un bulbe, avec une contribution du gaz HI de $sim 15$-$30%$. Seules galaxies avec un bulbe significatif dans l’échantillon.
- NGC3198 (Sc): Gaz HI + disque mince dominent, pas de bulbe. Le gaz représente 71% de la masse.
- Galaxies Sd (F568-1, F571-8, F568-3, F574-1, ESO116-G012): Gaz HI + disque mince, gaz typiquement $50$-$67\%$. Ce sont les cas de LSB qui mettent le plus à l’épreuve BeeTheory.
- Naines Im (DDO, série F, CamB, etc.): dominées par le gaz HI – le gaz représente 60 à 93 % de la masse. Le disque stellaire fin est une composante mineure.
Observation clé
Pour 21 galaxies sur 23, les deux formes géométriques dominantes sont disque mince + disque de gaz HI. Seules la Voie Lactée et NGC2841 introduisent une troisième composante significative (le bulbe). Cela signifie que pour le calcul du champ d’ondes, la géométrie qui importe le plus est presque toujours la paire disque étendu – et le problème LSB doit être résolu dans ce régime de disque exponentiel.
Références. Dutertre, X. – Notes XXIX-XXXIII, BeeTheory.com (2026). – Lelli, F., McGaugh, S. S., Schombert, J. M. – SPARC, AJ 152, 157 (2016). – Bovy, J., Rix, H.-W. – A direct dynamical measurement of the Milky Way’s disk surface density profile, disk scale length, and dark matter profile at 4 kpc < R < 9 kpc, ApJ 779, 115 (2013). – McMillan, P. J. – La distribution de masse et le potentiel gravitationnel de la Voie lactée, MNRAS 465, 76 (2017). – Hernquist, L. – An analytical model for spherical galaxies and bulges, ApJ 356, 359 (1990).
BeeTheory.com – Gravité quantique basée sur les ondes – Décomposition géométrique de la masse – © Technoplane S.A.S. 2026