Кривая вращения галактики — функция, описывающая кинематические свойства галактики[1] и представляющая собой зависимость орбитальной скорости звёзд и газа в галактике от расстояния до центра галактики. Совокупность большого объёма наблюдаемых данных свидетельствует, что скорость вращения звёзд не убывает на большом расстоянии от центра галактик, как ожидалось в соответствии с предсказаниями кеплеровской динамики, учитывающими только видимую массу. В настоящий момент считается, что это является доказательством существования у галактик гало тёмной материи, хотя предлагались и альтернативные объяснения.
Согласно принципам кеплеровской динамики, вещество (такое как звёзды или газ) в дисковой части спиральных галактик должно вращаться вокруг центра галактики аналогично тому, как планеты в Солнечной системе вращаются вокруг Солнца, то есть в соответствии с механикой Ньютона. На основании этого можно было бы ожидать, что средняя орбитальная скорость объекта на определённом расстоянии от наибольшего распределения массы будет уменьшаться обратно пропорционально квадратному корню от радиуса орбиты (штрихованная линия на Рис. 1). В ранний период изучения динамики спиральных галактик считалось, что большая часть их массы должна находиться в галактическом балдже, около центра галактики.
В 1939 году Хорес Бэбкок в своей диссертации опубликовал первое серьёзное свидетельство поведения кривой вращения, кардинально отличавшегося от предсказаний: его кривая вращения галактики туманность Андромеды не убывала обратно пропорционально квадратному корню, а являлась «пологой» — снаружи от центрального балджа скорость практически не зависела от радиуса. Годом позже аналогичный результат для галактики NGC 3115 получил Ян Оорт. В 1950-е годы эту картину подтвердили более точные наблюдения галактик M 31 и М33 в радиодиапазоне[2][3]. А в 70-х годах этот результат был распространён и на многие другие спиральные галактики — большую роль сыграли работы Альберта Босмы[4], Веры Рубин и Кента Форда[англ.][5], Кена Фримена[6] и ряда других специалистов.
Дальнейшее исследование кривых вращения галактик низкой поверхностной яркости (LSB галактик) в 1990 годах[7] и их положений в соотношении Талли-Фишера[8] показало, что они не ведут себя не в соответствии с ожиданиями. Многочисленные численные моделирования, основанные на «холодной тёмной материи», давали предсказания формы кривых вращения в центральных областях таких систем с преобладанием тёмной материи, как эти галактики. Наблюдения кривых вращения не показали предсказанной формы[9]. Эта так называемая «проблема каспов» (cuspy halo problem) считается серьёзной проблемой в космологии.