DISTANZE, MASSA E LUMINOSIT└ DELLE GALASSIE

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

LE DISTANZE DELLE GALASSIE. Possiamo determinare la luminositÓ assoluta, le dimensioni lineari e le masse delle galassie se riusciamo a misurare le loro distanze da noi. Per le galassie nel Gruppo Locale (nome dato al gruppo di galassie di diametro 3 Mpc, di cui fa parte anche la nostra galassia, che comprende pi¨ di 70 galassie, per la maggior parte, escluso Andromeda, di piccole dimensioni), le distanze possono essere determinate mediante le stelle variabili che riusciamo ad osservare . A scale pi¨ grandi (oltre 50 Mpc) possiamo stimare le distanze sulla base dell'espansione dell'Universo. Per connettere le misure di queste due regioni Ŕ necessaria una determinazione indipendente delle distanze basate su proprietÓ di particolari galassie. In certi casi possiamo determinare le distanze per mezzo di componenti strutturali delle galassie, come le dimensioni delle regioni H II o le magnitudini degli ammassi globulari.

Tuttavia per distanze oltre 10 Mpc, per misurare la luminositÓ assoluta delle galassie, occorrono metodi che non dipendono dal dover conoscere le distanze. Sono stati proposti diversi metodi. Per esempio S. van den Berg ha introdotto una classificazione della luminositÓ delle galassie a spirale basandosi sulla correlazione tra la luminositÓ e la sporgenza delle spirali. Possiamo ottenere altri indicatori per la misura delle distanze da alcune proprietÓ intrinseche delle galassie che sono correlate direttamente con la luminositÓ totale (e poi, nota la luminositÓ, ricaviamo le distanze). Queste proprietÓ sono il colore, la brillanza superficiale, e le velocitÓ interne alle galassie.

Per esempio la luminositÓ assoluta di una galassia dipende dalla sua massa. Questa, a sua volta, Ŕ legata alle velocitÓ delle stelle e del gas all'interno della galassia. Quindi si pu˛ trovare una relazione tra luminositÓ assoluta e dispersione delle velocitÓ (per le ellittiche) e velocitÓ rotazionali (per quelle a spirali). E siccome le velocitÓ rotazionali possono essere misurate con precisione mediante la larghezza della linea dell'idrogeno a 21 cm allora si pu˛ ricavare la luminositÓ assoluta e poi attraverso di questa stimare la distanza. Infine si Ŕ scoperto che la luminositÓ delle galassie brillanti negli ammassi Ŕ con buona approssimazione, costante. Questo fatto pu˛ essere usato per misurare distanze ancora pi¨ grandi e fornisce informazioni molto importanti per la cosmologia.

LA LUMINOSIT└ DELLE GALASSIE. La definizione di luminositÓ totale di una galassia non Ŕ univoca perchŔ le galassie non hanno confini netti. Una convenzione Ŕ misurare la luminositÓ di una galassia fino non oltre 26.5 mag/arcsec quadrati. Per studiare la distribuzione delle galassie nell'universo, viene definita una grandezza fisica detta funzione di luminositÓ Φ(L) che fornisce il numero di galassie per unitÓ di volume con un determinato intervallo di luminositÓ. Dallo studio delle osservazioni si Ŕ ricavata una curva che approssima i dati detta funzione di luminositÓ di Schechter .
Dal grafico, che riporta logaritmo della funzione di luminositÓ in funzione della magnitudine assoluta e la funzione di Schechter, si vede che sono poche le galassie con una elevata luminositÓ, mentre le galassie con bassa luminositÓ tendono a distribuirsi in modo uniforme nell'Universo.

LA MASSA DELLE GALASSIE. Lo studio della distribuzione delle masse delle galassie Ŕ importante sia per la cosmologia sia per le teorie sull'evoluzione delle galassie. Per determinare la massa delle galassie principalmente si studia la velocitÓ delle loro stelle e del gas interstellare ma anche si osserva il loro moto relativamente agli ammassi di galassie. Le misure sono solitamente presentate nella forma del rapporto M/L, detto rapporto massa-luminositÓ usando la massa solare e la luminositÓ solare come unitÓ.

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Ci sono diversi metodi per misurare la massa delle galassie.

Per le galassie ellittiche, che non sono dotate di una velocitÓ angolare ordinata elevata, si misura la velocitÓ di rotazione e la dispersione delle velocitÓ misurabili dall’allargamento delle righe spettrali.
Per capire il significato fisico della dispersione delle velocitÓ basti pensare che i moti caotici delle stelle, in quanto tali, non hanno una direzione privilegiata. In ogni punto di una certa galassia ellittica ci sono approssimativamente lo stesso numero di stelle che si muovono verso l'osservatore ed in direzione opposta (lungo la linea di vista dell'osservatore) rispetto ad una velocitÓ locale media che ne rappresenta il moto rotatorio d'insieme. La composizione di questi moti genera una distribuzione quasi-gaussiana, il cui allargamento Ŕ una misura della dispersione delle velocitÓ.
Nota la dispersione delle velocitÓ e la velocitÓ di rotazione, poichŔ le galassie sono sistemi in equilibrio, si pu˛ applicare il teorema del viriale, che fornisce un legame tra energia cinetica disordinata, misurata dalla dispersione della velocitÓ , e l’energia potenziale di autogravitazione.
Si ricava che la massa pu˛ essere calcolata con la formula : M 2 Ě v 2 Ě R G , dove G Ŕ la costante di gravitazione universale, v rappresenta la dispersione di velocitÓ.

Per le galassie a spirale si misura la curva di rotazione che dÓ la velocitÓ di rotazione delle spirali in funzione del raggio. Poi la massa viene ricavata dalla condizione di equilibrio tra forza gravitazionale, che trattiene le stelle in orbita circolare, e la forza centrifuga: GM R 2 v rot 2 ( R ) R M R Ě v rot 2 ( R ) G .
Un terzo metodo per misurare la massa delle galassie Ŕ osservare il suo moto relativamente ad un'altra, in modo simile a quanto si fa per le stelle binarie. Tuttavia poichŔ il periodo orbitale delle galassie Ŕ molto elevato, circa 1 miliardo di anni, si possono ottenere solo infomazioni statistiche con questo metodo.

Un quarto metodo Ŕ applicare il teorema del viriale ad ammassi di galassie assumendo che questo sia in equilibrio. L'energia cinetica si pu˛ calcolare con il redshift e l'energia potenziale dalla separazione spaziale tra le galassie nell'ammasso.

I risultati delle osservazioni e delle simulazioni indicano che se si considerano volumi nello spazio pi¨ grandi si ottengono pi¨ grandi valori del rapporto M/L. Questo significa che la massa aumenta pi¨ della luminositÓ. Da questi dati si evince che deve esistere una componente gravitazionale senza interazione elettromagnetica perchŔ, altrimenti, questa si rivelerebbe in effetti di assorbimento, come per il gas interstellare. Questo problema Ŕ conosciuto come il problema della massa mancante ed Ŕ una delle principali questioni non risolte dell'astronomia extragalattica.