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La mia ricerca
Durante il mio dottorato e i miei postdocs, ho studiato il moto delle stelle nelle galassie, attraverso la costruzione di modelli dinamici (al computer) delle galassie. Studiare i moti stellari nelle galassie è un modo per misurare la distribuzione di massa della galassia. Paragoni tra questa massa totale e la massa luminosa delle stelle e del gas possono a volte dare risultati sorprendenti. Nel centro delle galassie, spesso la distribuzione di massa calcolata non coincide con la distribuzione di massa osservata, portando alla conclusione che esiste della materia scura nel centro della galassia. Attraverso le forze gravitazionali, questa matteria invisibile accelera le stelle: risultato, le stelle nel centro si muovono più velocemente. Visto che questo materiale scuro è molto concentrato al centro della galassia, la migliore ipotesi è l'esistenza di un buco nero. In questa pagina troverete delle spiegazioni più dettagliate (vedi sotto), il mio dottorato e tutti i miei articoli pubblicati.Il soggetto
Lo studio delle stelle e delle galassie, della loro formazione, delle loro proprietà attuali e della loro evoluzione è uno degli scopi principali dell'astronomia moderna.Gli astronomi studiano la struttura orbitale delle galassie vicine oggi, cioè come le stelle si muovano nel loro interno. Questo studio fornisce informazioni importanti sui modelli di formazione (ed evoluzione), perché questi modelli devono al meno essere capaci di riprodurre la dinamica delle galassie osservate, dopo 14 miliardi di anni di evoluzione (supponendo che queste galassie si sono formate poco dopo il Big Bang, 14 ⋅ 109 anni fa).
La dinamica serve da legame tra la vera distribuzione di massa nella galassia e le velocità osservate delle stelle, attraverso le legge della fisica Newtoniana. Nel sistema solare, dove il potenziale gravitazionale è quasi del tutto dominato da un "punto-massa" al centro, il Sole, una misura della velocità circolare dei pianeti e del raggio fornisce una stima diretta della massa all'interno dell'orbita, cioè in questo caso la massa del Sole. Vediamo come:
Calcolare la massa del Sole con il raggio e la velocità dei pianeti
I pianeti nel nostro sistema solare seguono approssimativamente delle orbite circolari attorno al Sole. Mantenere un oggetto in orbita circolare richiede una forza che spinge verso il centro della circonferenza. Se questa forza smette di esistere, l'oggetto vola dritto, come il martello quando il campione olimpico lascia la corda che lo teneva (la tensione nella corda non esiste più, quindi niente forza il martello a curvare la sua traiettoria). In fisica questa forza si chiama forza centripeta Fc, centripeta significa "verso il centro". Usando la seconda legge di Newton e un po' di geometria, è facile mostrare che questa forza centripeta è uguale a
Fc = mp v2/r
dove mp è la massa del pianeta, v la sua velocità circolare e r il suo raggio. Nel sistema solare, la massa del Sole crea la forza gravitazionale Fgrav che mantiene i pianeti sulle loro orbite circolari. Pertanto la forza centripeta in questo caso non è nient'altro che la forza gravitazionale Fgrav.
Fgrav = G Msun mp / r2
dove G è la costante universale di gravitazione G = 6.67 ⋅ 10-11 m3/(kg s2). Quindi abbiamo
G Msun mp / r2 = mp v2/r ==> Msun = v2 r/G.
Se possiamo misurare la velocità di rotazione dei pianeti, con questo piccolo calcolo possiamo stimare la massa del Sole. (A proposito, la massa del Sole è Msun = 1.989 ⋅ 1030 kg, duemila miliardi di miliardi di miliardi di chili...)
Per le galassie e i buchi neri, non è molto diverso, a parte che la distribuzione di massa stellare non è puntiforme, ma estesa. Gli astronomi approssimano la densità stellare con una funzione liscia, come se le stelle fossero un fluido, con una densità che aumenta drammaticamente verso il centro. Ci sono così tante stelle in una galassia che la natura discontinua delle stelle è trascurabile. In realtà le distribuzioni stellari nelle galassie sono talmente concentrate al centro (particolarmente nelle galassie ellittiche), che sono simili a densità "punti-masse", dove tutta la massa si trova al centro.
Gli astronomi misurano la distribuzione di velocità stellari in alcuni punti sull'immagine 2D della galassia, per es. lungo una fessura su uno degli assi di simmetria della galassia. Se osservano un disco di stelle, possono derivare semplicemente la velocità di rotazione e calcolare la distribuzione di massa all'interno dell'orbita. Il problema per le galassie ellittiche e per i "bulge" di galassie spirali è che la loro dinamica è molto più complicata della semplice rotazione dei dischi spirali o dei sistemi planetari. In questi sistemi stellari le stelle si muovono in un modo disorganizzato e caotico, un po' come le api attorno all'arnia. Nessuna semplificazione sulla loro struttura dinamica può essere fatta, quindi dobbiamo trovarla insieme alla distribuzione di massa.
Osservare le galassie esterne
Per misurare le velocità stellari gli astronomi osservano uno spettro grazie ad uno strumento chiamato spettrografo. Lo spettro è una funzione a una dimensione, dove l'energia luminosa E viene espressa in funzione della lunghezza d'onda λ.Visto che la galassia appare nel cielo come un immagine a 2D, idealmente uno avrebbe bisogno di un rivelatore 3D per registrare le 2 dimensioni spaziali x' and y' e la lunghezza d'onda λ. Questo è difficile perché i rivelatori astronomici (CCD) sono bi-dimensionali.
Una soluzione è di registrare solo la luce che passa attraverso una sottile fessura: si trascura una dimensione spaziale, perché conosciamo il suo valore. Per esempio, se la fessura è posizionata lungo l'asse x' (asse principale), sappiamo che per tutte le osservazioni y'=0. In quel caso la posizione x' lungo la fessura è una coordinata sul CCD e la lunghezza d'onda λ è l'altra. Ogni linea del CCD registra uno spettro E(λ) per una data posizione spaziale lungo la fessura.
La foto sulla sinistra mostra M31 (NGC 224), la galassia di Andromeda, con i suoi piccoli compagni M32 (NGC 221), nel centro in basso, e NGC 205 (a volte chiamata M110) in alto a destra. Per illustrare il concetto di spettroscopia in lunga fessura (long-slit spectroscopy), due fessure sono state aggiunte sopra l'immagine della galassia. In questo caso solo la luce stellare dall'asse principale e dell'asse minore può passare attraverso le fessure e può essere registrata sul CCD. (Credito per l'immagine di M31: Bill Schoening, Vanessa Harvey/REU program/NOAO/AURA/NSF).
Tecniche più moderne sono adesso capaci di registrare gli spettri di tutte le posizioni x' e y' organizzando in modo intelligente gli spettri sul CCD. Queste tecniche si chiamano Spettroscopia a Campo Integrato (Integral Field Spectroscopy), come lo spettrografo SAURON.
Una volta che lo spettro è stato registrato, gli astronomi contano sulle righe di assorbimento e sull'effetto Doppler per derivare la velocità delle stelle nella galassia (vedi qui).
Modelli di Schwarzschild
Nel caso in cui non sappiamo a priori il tipo di moto stellare (come per es. una semplice rotazione circolare), abbiamo bisogno di un modello che può adattare liberamente la sua struttura dinamica interna per accordarsi con una raccolta di dati. Lo scopo è di costruire un modello di una data galassia, il più accuratamente possibile, con il suo profilo di luce e le sue velocità osservate. Ci sono vari modi per costruire modelli dinamici, ma solo uno ha la flessibilità e la complessità richieste cui. È stato sviluppato da M. Schwarzschild negli anni 80. In questi modelli uno calcola al computer un grande numero di orbite in una data distribuzione di massa. In un secondo passo si calcola il "peso" di ogni orbita (cioè il numero di stelle che viaggia su ogni orbita) per accordarsi con le osservazioni: profilo di densità luminosa e velocità.
Se non possiamo trovare un buon accordo tra i modelli e i dati, la galassia può contenere della materia scura che contribuisce alle forze gravitazionali, ma non alla distribuzione di luce. Può essere facilmente aggiunta nei modelli, ma nuove librerie di orbite devono essere calcolate. Ripetendo questo gioco alcune volte, si può studiare quale è la quantità di materia scura che fornisce il migliore aggiustamento con i dati. In generale la materia scura in galassie si trova sotto forma di un buco nero centrale o sotto forma di un alone scuro ed esteso.
Buchi neri
Che cos'è un buco nero? Come si forma e cresce? Un buco nero è un gigante aspirapolvere cosmico? Ci sono tanti eccellenti siti internet a proposito dei buchi neri. Vedi questa bella enciclopedia sui buchi neri, o questa lista delle 10 domande fondamentale a proposito dei buchi neri. Se non avete ancora trovato la risposta alla vostra domanda, forse potete dare un'occhiata qui.Aloni scuri
Le curve di rotazione di molte galassie spirali mostrano una caratteristica sorprendente: visto che la maggior parte della massa stellare si trova all'interno di 10 kpc, uno si aspetta che la curva di rotazione debba decrescere a grandi raggi, ma molte curve di rotazione osservate rimangono piatte fino a grandissime distanze dal centro. In NGC 6503 (figura a sinistra) i dati con barre di errore sono le velocità osservate. La contribuzione alla curva di rotazione da parte delle stelle del disco (linea trattegiata) e la contribuzione del gas (linea punteggiata) sono anche mostrate. Il resto è attribuito a un alone invisibile, scuro ed esteso. (Credito per la figura: Kamionkowski 1998, astro-ph/9809214).
Questo materiale scuro agisce sulle stelle attraverso le classiche forze gravitazionali, ma a parte questo, non sappiamo di che cosa è fatto. L'alone scuro costituisce la maggior parte della massa della galassia, attorno al 90%. Significa che non abbiamo alcuna idea di almeno il 90% della massa dell'universo. Per la costruzione dettagliata della curva di rotazione delle stelle, del gas e dell'alone scuro di una galassia spirale (NGC 2403), vedi qui.
La presenza di aloni scuri attorno alle galassie spirali è ben stabilita. Per le galassie ellitiche, la situazione è molto meno chiara, a causa della loro dinamica complicata. Solo in pochi casi, dove un modello dinamico generale è stato costruito per la galassia, possiamo dire con certezza che esiste un alone scuro massiccio attorno alla galassia (vedi Rix et al. 1997, Gerhard et al. 2001, ma anche Romanowsky et al. 2003.)