STRUTTURA DELLE GALASSIE

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

3 IL BULBO E LE GALASSIE ELLITTICHE . Nelle galassie la parte più interna è chiamata nucleo o bulbo (bulge) e la parte più esterna alone (halo). In tutte le galassie le stelle più vecchie hanno più o meno una distribuzione simmetrica rispetto al centro. Queste stelle più vecchie sono anche quelle presenti nel bulbo della Via Lattea e sono classificate stelle di popolazione II, ma non c'è una differenza fisica significativa tra le stelle del bulbo e quelle dell'alone. 12

Le galassie ellittiche, invece, praticamente hanno solo il bulbo e quindi stelle di popolazione II, e, mediante queste galassie, possiamo studiare la popolazione delle stelle più vecchie anche nei bulbi di tutte le altre galassie.

La distribuzione della brillanza superficiale nelle galassie ellittiche dipende solo dalla distanza dal centro e dall'orientazione dei semiassi maggiore e minore. È stata ricavata una formula empirica detta Legge di de Vaucouleurs che rappresenta bene i dati:

log I ( r ) I e = 3.33 [ ( r r e ) 1 4 1 ]

Le costanti nella formula sono scelte in modo tale che metà della radiazione totale emessa dalla galassia è irradiata entro un raggio re e la brillanza superficiale a quel raggio è Ie. Valori tipici per le galassie ellittiche, a spirali normali e galassie S0 di re sono 1-10 kpc a cui corrisponde una Ie di circa 20-23 magnitudini per secondo quadrato. La legge di de Vaucouleurs fornisce un profilo di brillanza che ha un elevato picco la centro (in figura a destra in alto c'è in ordinata il logaritmo del rapporto delle intensità)

Sebbene le immagini delle galassie ellittiche mostrano che esse hanno effettivamente forma ellittica con buona approssimazione, la loro eccentricità e il loro semiasse maggiore possono variare in funzione del raggio. Queste osservazioni indicano che la struttura delle galassie ellittiche è un pò più complessa di quanto sembra.

LE GALASSIE A DISCO . Un disco luminoso e di massa elevata è caratteristico delle galassie lenticolari S0 e delle galassie a spirali. In effetti ci sono indicazioni che anche le galassie ellittiche hanno un debole disco nascosto entro il bulbo più luminoso. Nella Via Lattea il disco è formato da stelle di popolazione I.

La distribuzione della brillanza superficiale del disco è descritta dalla legge empirica:

I ( r ) = I 0 e r r 0

questa relazione è verificata molto meglio in punti distanti dal centro perchè all'interno la distribuzione segue quella tipica del bulbo. Così la distribuzione della brillanza superficiale in funzione della distanza dal centro segue, in generale due andamenti, quello tipico del bulbo (B nella figura) fornito dalla legge di de Vaucouleurs, e quello più esterno (D nella figura) tipico dei dischi galattici.

IL MEZZO INTERSTELLARE DELLE GALASSIE Le galassie ellittiche e lenticolari S0 hanno poco mezzo interstellare. La mancanza di gas interstellare in queste galassie è un pò inattesa perchè durante la loro evoluzione le stelle producono molti elementi chimici. La quantità di idrogeno atomico neutro nelle galassie a spirale è collegata alla loro posizione nella classificazione di Hubble. Per esempio le galassie Sa ne contengono il 2%, le galassie Sc il 10% e le galassie Irregolari I più del 30 %.

Mediante le osservazioni radio è stata studiata la distribuzione dell'idrogeno atomico neutro per le galassie vicine. Si è trovato che all'interno delle galassie il gas forma un sottile disco di circa 200 pc a volte con un buco centrale di pochi kpc di diametro. Il disco di gas si estende al di fuori del disco otticamente osservabile, diventando più spesso rispetto al disco centrale.

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Gran parte del gas interstellare delle galassie a spirale è idrogeno molecolare. La molecola di idrogeno non si può osservare direttamente ma si può ipotizzare che la densità dell'idrogeno gassoso e del monossido di carbonio CO siano quasi uguali, e il CO può essere rilevato mediante le osservazioni radio. Si è trovato che la distribuzione di idrogeno molecolare obbedisce ad una legge esponenziale di forma simile a quanto accade per le regioni H II e vicino le giovani stelle, sebbene in alcune galassie, come nella Via Lattea, vi è un minimo centrale di densità.

La distribuzione dei raggi cosmici e del campo magnetico nelle galassie può essere studiata mediante le osservazioni radio della radiazione di sicrotrone emessa da elettroni relativistici. L'intensità dei campi magnetici misurata è circa 1 nT. La radiazione emessa osservata è polarizzata e ciò mostra che il campo magnetico delle galassie possiede una certa orientazione su larga scala. I risultati mostrano che il campo magnetico è generalmente più intenso nel piano del disco galattico ed è diretto lungo i bracci a spirale.