LA STRUTTURA DELLA VIA LATTEA

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

IL DISCO SPESSO DELLA VIA LATTEA. Nello schema tradizionale di dividere le stelle della Via Lattea in una serie di popolazioni c'è una certa indecisione se le popolazioni dovrebbero essere considerate classi qualitativamente diverse o passi attraverso una sequenza continua. Per esempio con il miglioramento della quantità e qualità delle osservazioni diventa chiaro che quella che è stata definita popolazione intermedia II rappresenta in realtà un componente distinto della Via Lattea con una distribuzione di moti stellari che la separa chiaramente da quello che precedentemente era stato ipotizzato essere un disco sottile. Questa popolazione adesso è chiamata popolazione del disco galattico spesso. E in effetti anche in altre galassie è stato osservato un disco spesso, anche se questo tipo di disco non è una caratteristica di tutte le galassie.

LA BARRA DELLA VIA LATTEA. Una grande quantità di galassie sono barrate con una distribuzione di stelle che si distende dal centro. La prima indicazione che anche la Via Lattea possiede questa caratteristica è venuta dalla misura della velocità dell'idrogeno neutro che non è compatibile con un moto puramente circolare. Nel 1971 W.W. Shane ha mostrato che il moto del gas può essere spiegato se si ipotizza l'esistenza di una barra centrale orientata a circa 20° rispetto la direzione del centro galattico. Non è facile rivelare l'esistenza della barra dalle osservazioni delle stelle. Ci siamo riusciti con il satellite COBE che ha fatto anche una mappa del cielo all'infrarosso, radiazione emessa principalmente dalle stelle più vecchie. A causa della prospettiva la parte terminale più vicina della barra (longitudini galattiche positive) è vista leggermente diversa della parte più lontana.

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LA STRUTTURA A SPIRALE DELLA VIA LATTEA. La Via Lattea appare come una galassia a spirale ma non abbiamo informazioni chiare sui dettagli delle spirali. Nel 1976 Y.M. Georgelin e Y.P. Georgelin hanno determinato le distanze delle regioni H II mediante osservazioni radio e ottiche. Nelle regioni ottiche il loro metodo era indipendente sulle ipotesi fatte sul moto di rotazione galattico. Mediante le regioni H II hanno individuato quattro braccia spirali. Studi successivi, usando diversi metodi, hanno confermato che la struttura a quattro braccia è la migliore descrizione dell'insieme di spirali almeno in vicinanza del Sole. L'angolo iniziale di inclinazione delle spirali è di circa 11.3° e tre di queste quattro spirali nascono dalla barra galattica. Il motivo dell'esistenza della struttura a spirale è un problema ancora non risolto. Piccole perturbazioni nel disco galattico possono portare alla formazione delle spirali a causa della rotazione differenziale ma queste spirali, secondo i modelli correnti, dovrebbero scomparire nel giro di pochi milioni di anni.

Un importante progresso nello studio della struttura delle spirali è stata lo sviluppo della teoria dell'onda di densità fatto da Chia-Chiao Lin e F.H. Shu nel 1960. In questa teoria la genesi della struttura a spirale è stata spiegata mediante un modello ondulatorio della densità del disco. Nel modello l'insieme delle spirali ruota come un corpo rigido con una velocità angolare minore della rotazione galattica mentre le stelle e il gas nel disco alimentano le spirali secondo un moto ondulatorio. La teoria dell'onda di densità spiega bene perchè oggetti giovani, come nubi molecolari, regioni H II e stelle brillanti si trovano nei bracci delle spirali. Quando il gas è trasportato dall'onda nelle spirali è fortemente compresso, aumenta la densità e, se la gravità interna delle nubi di gas diventa predominante, inizia il collasso della nube provocando la formazione delle stelle.

Ci vogliono 10 milioni di anni perchè il materiale attraversi i bracci delle spirali. In questo tempo le stelle calde e luminose terminano la loro evoluzione e le loro radiazioni ultaviolette si sono esaurite e le regioni H II sono scomparse. Le stelle più piccole che si sono formate nei bracci sono state disperse lontano dal disco a causa della loro velocità peculiare.

IL CENTRO GALATTICO DELLA VIA LATTEA. Le nostre conoscenze sul centro galattico sono basate principalmente su osservazioni radio e infrarosse. Le radiazioni visibili sono bloccate dalle nubi oscure presenti nel braccio del Sagittario che sono a circa 2 kpc da noi. Lo studio del centro galattico è particolarmente interessante perchè questo è una versione ridotta dei nuclei più attivi di alcune galassie esterne.
22 Poichè è opinione comune che il centro delle galassie contiene un buco nero di massa maggiore di 10 milioni di masse solari anche nel centro della nostra galassia dovrebbe esserci un buco nero.
Se ci avviciniamo al centro della nostra galassia la densità delle stelle continua a salire e raggiunge un picco elevato al centro. Invece il disco di gas galattico ha un buco centrale di raggio 3 kpc. Questo buco può essere causato dalla barra galattica che incanala in gas in essa verso il nucleo galattico lasciando una zona fuori di essa con bassa densità di gas. Dentro il buco centrale c'è il denso disco nucleare. Per circa 1.5 kpc è composto da idrogeno neutro. Ma la maggior parte della massa è idrogeno molecolare contenuto entro un raggio di 300 pc dal nucleo ed è circa 100 milioni di masse solari, il 5% della massa molecolare totale della Via Lattea.
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Questa nube di idrogeno molecolare probabilmente è confinata a causa della pressione della nube esterna calda di idrogeno, a 108 K, che la circonda. Il gas caldo compresso poi trova sfogo perpendicolamente al piano galattico formando un vento galattico.

Dai 10 pc centrali proviene la radiazione radio continua chiamata sorgente Sgr A e nell'infrarosso appare l'evidenza di un ammasso denso di stelle. Vi è anche gas molecolare con un moto complesso e che evidenzia una intensa attività di formazione di nuove stelle. All'interno di SgA vi è poi un punto da cui è emessa una radiazione radio a 43 GHz conosciuta come Sgr A*. La posizione di Sgr A* è all'interno di un ammasso di stelle di una densità estremamente elevata. Se il centro galattico contiene un buco nero allora Sgr A* è il miglior candidato.
In effetti, la luminosità del centro galattico protrebbe essere dovuta dall'ammasso centrale di stelle ma ci sono motivi di pensare che potrebbe esserci anche un grosso buco nero. La massa del nucleo centrale può essere stimata sulla base dell'osservazione del moto delle stelle e del gas. Recentemente si è riusciti a sviluppare metodi per misurare il moto proprio delle stelle dell'ammasso centrale che porterebbe alla determinazione delle loro orbite. E attuamente il miglior accordo con le osservazioni si è ottenuto con modelli che presentano una estesa distribuzione stellare e un punto con una massa molto elevata, circa 3 milioni di masse solari.



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