La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
La Galassia e' un sistema stellare 'encounterless'
Gli integrali del moto sono le quantita' che si conservano durante il moto
di una stella
"La distribuzione di stelle in un
sistema stellare 'encounterless'
dipende solo dalla natura di tutti gli
integrali del moto"
La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
R
z
b
l
rsol
θ
Piano Galattico
Coordinate cilindriche (r, θ, z)
e Galattiche (l, b)
r
Direzione della rotazione
Galattica
La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
(Il problema del terzo integrale)
Se il campo gravitazionale Galattico e':
- statico (indipendente da t)
- assi-simmetrico (indipendente da θ)
E (energia totale) e Jz (mom. ang. lungo z) si conservano nel moto
Le velocita' randomatiche in z e r dovrebbero essere in media uguali
Esiste una terza quantita' (un 3zo integrale) che si conserva nel moto!
La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
I fondamenti per la comprensione delle orbite nel disco
Galattico sono stati forniti da Bertil Lindblad
Di fondamentale importanza sono le orbite circolari in quanto
fra tutte le orbite con un dato momento angolare J quelle
circolari hanno energia E minima
La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
Una stella di disco avra' pero' di solito una componente di moto
non circolare
Evera  Ecirc ( J )    Evera  Ecirc ( J )
Se ε  Ecirc(J) (vero per stelle di disco)
L'orbita della stella avra' piccole oscillazioni nelle 3 dimensioni attorno ad un
epicentro. In un disco sottile le oscillazioni nell'asse z sono disaccoppiate da
quelle sul piano e l'energia associata si conserva (quasi) indipendentemente da
quella delle orbite sul piano.
L'energia della componente z dei moti noncircolari e' il 3zo integrale
La rotazione differenziale della Galassia
La teoria della orbite epicicliche
epicenter
κ
Ω
Le oscillazioni nelle direzioni r e θ avvengono
con frequenza epiciclica κ
Per un osservatore inerziale:
se κ = Ω -> orbita chiusa (Newton)
se κ = Ω -> orbita "a rosetta"
+
Centro Galattico
Per un osservatore che ruota con l'epicentro:
- La stella descrive un'ellisse retrograda
- Il rapporto fra i due assi dell'ellisse= κ/2 Ω
κ e Ω possono essere calcolati in funzione delle
costanti di Ooort A e B
(se il rapporto e' = 1 -> l'ellisse e' un cerchio)
La differenza fra le velocita' di dispersione nelle direzioni r e θ hanno indicato a
Lindblad che la rotazione Galattica e' differenziale
La rotazione differenziale della Galassia
La rotazione differenziale su larga scala
Per studiare la struttura a larga scala della Galassia dobbiamo conoscere
la velocita' di rotazione anche di posizioni diverse dal Sole.
Nell'ottico: estinzione!
solo regioni vicine al Sole
Nel radio: transizione λ= 21 cm (1945, van de Hulst, incoraggiato da Ooort)
No estinzione! Grandi distanze dal Sole
La rotazione differenziale della Galassia
La rotazione differenziale su larga scala
intensita' della riga 21-cm
fλ
1+3
4+gas locale
5
La conoscenza della velocita' di rotazione
del Sole
+
La misura della velocita' rotazionale
relativa della nube nel punto tangente (2)
+
La sua geometria unica
=
La velocita' rotazionale assoluta della nube
nel punto tangente
2
velocita' radiale
Vmax
V||
La rotazione differenziale della Galassia
La rotazione differenziale su larga scala
v(r )  Vmax  rsol sol sin( l )
r  rsol sin( l )
La rotazione differenziale della Galassia
Osservando nubi HI a
diverse longitudini
Galattiche l si puo'
ottenere la velocita'
rotazionale per varie
distanze radiali (di punti
tangenti).
Si ottiene cosi' la curva
di rotazione della
Galassia (vedi a lato)
Questo metodo funziona
solo per punti interni
all'orbita solare (fuori non
c'e' punto tangente).
velocita' rotazionale (km/s)
La rotazione differenziale su larga scala
300
200
100
0
15
30
distanza dal centro Galattico (x1000 LYs)
La rotazione differenziale della Galassia
La rotazione differenziale su larga scala
velocita' rotazionale (km/s)
rotazione
uniforme
Il metodo descritto prima funziona solo per punti interni
all'orbita solare (fuori non c'e'
COpunto tangente)
300
Il metodo classico per estendere la curva di rotazione oltre l'orbita
rotazione
solare usa le Cefeidi, ma non e' molto kepleriana
valido.
200
Un metodo migliore, proposto da L. Blitz, usa i complessi giganti
100 di regioni HII (distanze ricavate dalla fotometria ottica) e le
associate nubi molecolari giganti (GMCs) (velocita' radiali
ricavate dal CO).
0
15
30
45
60
distanza dal centro Galattico (x1000 LYs)
75
La rotazione differenziale della Galassia
La rotazione differenziale su larga scala
Dalla curva di rotazione si evince, fra l'altro, che:
•
la Galassia ha una rotazione differenziale
•
la distribuzione di massa e' estesa e non puntiforme
Modelli di Massa (Mass Models)
Sono modelli per determinare la distribuzione della materia nelle
direzioni || e al piano Galattico
I modelli (ancora in discussione) richiedono tre componenti:
1. Un bulge centrale
2. Un disco piatto
3. Un alone massivo (di materia non-luminosa? La curva di rotazione rimane
alta e il rapporto M/L e' elevato nella parte esterna della Galassia)
La rotazione differenziale della Galassia
Lo spessore del gas nel disco (r < rsol)
Osservando anche a latitudini Galattiche b > 0 si puo' misurare lo
spessore del disco S:
• HI ... S ~ 700 LYs (per r < rsol)
• CO ... S ~ 300 LYs (per r < rsol)
Il rapporto fra il diametro D e lo spessore S della Galassia (per r < rsol) e'
~ 60000/500 = 120
Scalando...una carta di credito
La rotazione differenziale della Galassia
Lo spessore del gas nel disco (r > rsol)
L'HI diventa considerevolmente piu' spesso per r > rsol
La densita' di massa superficiale di stelle si riduce nelle parti esterne della
Galassia
si riduce l'attrazione gravitazionale del disco Galattico
ma
rimane un certo grado di supporto dei moti randomatici e del campo
magnetico
lo strato di HI si "apre"
La rotazione differenziale della Galassia
Lo spessore del gas nel disco (r > rsol)
L'HI presenta un warp per r > rsol
Forse l'interazione della Galassia con le Nubi di Magellano (LMC e SMC)
ha causato questa caratteristica (???)
La forza mareale causata da un incontro ravvicinato fra galassie potrebbe avere
"strappato" materiale dalle Nubi (Mathewson & Cleary)
come accade per le stelle binarie
La rotazione differenziale della Galassia
Distanze cinematiche
Se i metodi ottici per misurare le distanze non sono praticabili
(come speso nel caso del disco Galattico [estinzione])
Radioastronomia
Velocita' rotazionale per ogni r
+
Componente della velocita' lungo la l.o.s. (Effetto Doppler)
=
Posizione sorgente radio
Se non siamo in un punto tangente, o non siamo esterni
all'orbita del Sole
...AMBIGUITA'...
La rotazione differenziale della Galassia
Distanze cinematiche
V||  rsol (r )   sol   sin( l )
Se conosciamo la forma funzionale di Ω(r) -> r
La rotazione differenziale della Galassia
Distanze cinematiche
- Osservando la sorgente a diverse latitudini b
- Assumendo uno spessore del Disco costante ovunque
Si rimuove l'ambiguita'
Dimensione angolare estesa
=
punto vicino
Dimensione angolare piccola
=
punto lontano
Il metodo non e' applicabile al CO (o la riga H109α) perche' le
sorgenti sono discrete e statisticamente poche
La struttura a spirale
E' risaputo che molte galassie hanno forma a spirale
Nell'ottico tale struttura e' evidenziata da stelle OB e le regioni HII
La galassia Andromeda; M31
Picture Credit: The Electronic Universe Project
La galassia Whirlpool; M51
Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Acknowledgment: N. Scoville (Caltech) and T. Rector (NOAO)
La struttura a spirale
Nonostante alcuni tentativi (es. Morgan, Sharpless & Osterbrock 1951), una visione
globale della struttura a spirale della nostra Galassia ha dovuto attendere lo
sviluppo della Radioastronomia
Oort, Westerhout & Kerr 1958
Emissione di riga HI
(Olanda e Australia)
Posizione dell'HI: metodo delle
distanze cinematiche
Abbondanza dell'HI: derivato
dall'intensita' della riga
Questa mappa non la dice tutta!
La struttura a spirale
L'assunzione principale e' che il gas si muova su orbite esattamente circolari
Questa assunzione va contro la teoria della struttura a spirale (vedi dopo)
Piccole deviazioni dal moto puramente circolare causano cambiamenti
significativi nella mappa
Le dita di gas che escono dal Sole ne sono un esempio (il gas vicino al Sole
dovrebbe avere V(LSR) ~ 0, ma a causa dei moti non-rotazionali la vera
distribuzione viene allungata)
La struttura a spirale
Gli oggetti associati con stelle OB, sono:
- regioni HII
- nubi molecolari
- resti di supernova
- raggi γ
Sommando su anelli concentrici l'abbondanza di questi anelli si ottiene:
• un picco per rsol/2
• un decadimento fino a rsol
La struttura a spirale e' confinata fra ~ rsol/2 e ~ rsol
(oltre, i traccianti si indeboliscono)
La struttura a spirale
La natura dei bracci a spirale
La struttura a spirale e' evidenziata da
complessi di regioni HII giganti illuminate
(per fluorescenza) da stelle OB
Vita di una Galassia: ~ 1010 anni
Vita di una stelle OB: ~ 106 anni
Formazione continua di nuove stelle
NGC4622 (tipo Sb)
Image Credit: NASA and The Hubble Heritage Team
(STScI/AURA)