La Galassia e' un sistema stellare 'encounterless' 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"

Direzione della rotazione La rotazione differenziale della Galassia La teoria della orbite epicicliche R z b l rsol r θ Piano Galattico Direzione della rotazione Galattica Coordinate cilindriche (r, θ, z) e Galattiche (l, b)

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 FALSO! 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 (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 + Centro Galattico Ω κ epicenter 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" 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 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 1+3 4+gas locale 2 5 V|| Vmax fλ velocita' radiale intensita' della riga 21-cm

La rotazione differenziale della Galassia La rotazione differenziale su larga scala

La rotazione differenziale della Galassia La rotazione differenziale su larga scala 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). distanza dal centro Galattico (x1000 LYs) velocita' rotazionale (km/s) 100 200 300 30 15

La rotazione differenziale della Galassia La rotazione differenziale su larga scala distanza dal centro Galattico (x1000 LYs) velocita' rotazionale (km/s) 100 200 300 30 15 45 60 75 CO rotazione uniforme kepleriana Il metodo descritto prima funziona solo per punti interni all'orbita solare (fuori non c'e' punto tangente) Il metodo classico per estendere la curva di rotazione oltre l'orbita solare usa le Cefeidi, ma non e' molto valido. Un metodo migliore, proposto da L. Blitz, usa i complessi giganti di regioni HII (distanze ricavate dalla fotometria ottica) e le associate nubi molecolari giganti (GMCs) (velocita' radiali ricavate dal CO).

Modelli di Massa (Mass Models) 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: Un bulge centrale Un disco piatto 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

L'HI diventa considerevolmente piu' spesso per r > rsol 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 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

E' risaputo che molte galassie hanno forma a spirale 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 Questa mappa non la dice tutta! 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)