L'isola del giorno prima - parte 2

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Galassie, compagne intimamente legate

Una galassia può essere facilmente approssimata ad una buca di potenziale gravitazionale, tanto grande quanta più massa è presente nella galassia (nella buca), e le stelle possono essere approssimate alle particelle di un gas perfetto molto rarefatto confinato tale buca di potenziale.

A seconda della conformazione morfologica della galassia in questione le distribuzione dei moti delle stelle al loro interno sono principalmente di due tipi: ordinati di rotazione (per galassie spirali) e caotici disordinati (per galassie ellittiche), come mostrato nell'immagine - 1.

Immagine - 1 - moti dentro le galassie
Immagine - 1 - Distribuzione dei moti all'interno delle galassie spirali ed ellittiche; si noti la simmetria rotazionale nel caso della galassia spirale e la caoticità delle orientazioni nel caso della galassia ellittica.

In particolare a seconda della morfologia delle varie galassie una componente del moto tenderà ad avere il sopravvento sulle altre; nelle galassie spirali ad esempio nel disco dominano i moti rotatori ordinati, nel bulge e nell'alone galattico dominano i moti caotici.

A causa del collasso gravitazionale primordiale, che genera le prime strutture di materia nel cosmo ed a causa della conservazione del momento angolare di rotazione (un pò come accade quando una danzatrice raccoglie le mani al corpo ed aumenta la sua velocità di rotazione), la quasi totalità delle galassie, che si osserva possiede comunque una rotazione più o meno accentuata.

Il teorema del viriale sancisce l'uguaglianza tra energia potenziale gravitazionale (U) ed energia cinetica (K) in un sistema autogravitante, una galassia, che possiede una certa massa M, produce una buca di potenziale, che determina da sola anche una "barriera cinetica" di fuga dalla galassia stessa.

Etot = 2K + U

In particolare una stella situata ad un certa distanza "d" dal centro della galassia, è soggetta ad una energia potenziale gravitazionale, che risulta determinata solamente dalla massa galattica presente entro tale distanza (cioè M(d) ≈ d v 2 / G, con "G" costante di gravitazione universale e "v" dispersione in velocità della stella).

Una stella che si trova dentro questa buca di potenziale potrà rimanere vincolata a questa buca solamente se possiede una energia cinetica minore dell'energia potenziale della buca in questione.

Dagli studi spettroscopico-rotazionali delle passate decadi si sono osservate stelle appartenenti all'alone galattico (sia della via lattea sia di altre galassie), che possedevano una dispersione in velocità nettamente maggiore a quella che doveva essere la loro velocità di fuga, se tutta la massa della galassia fosse determinata dalle stelle e dal gas.

Ma queste stelle vagabonde risultavano comunque confinate gravitazionalmente alla galassia (altrimenti dopo miliardi di anni non sarebbero più dove invece si osservano) e ciò indusse gli scienziati a pensare che la massa, che creava la buca di potenziale possiedeva anche qualche "componente oscura".

In particolare in molte galassie le curve di rotazione e la dispersione di velocità a grandi distanze dal centro galattico si mantengono costanti e questo porta a concludere che in questi casi la massa della galassia in questione cresce con la distanza dal centro proporzionalmente con il raggio.

Oggi sappiamo che circa il 90% della massa che crea gravità e che si fa sentire in maniera dinamica nello spazio circostante è di natura oscura; lo stesso discorso può essere fatto in chiave cosmologica considerando le galassie come membri dell'universo che si aggregano in gruppi, ammassi, super-ammassi e filamenti.
Buche di potenziale interagenti

Spesso capita che due o più galassie appartenenti allo stesso gruppo o ad un ammasso di galassie si trovino nello stesso spicchio angolare di cielo ed anche allo stesso redshift (cioè alla stessa distanza dall'osservatore).

Quando ciò accade (situazione del tutto usuale), le due buche di potenziale delle galassie si vengono a trovare vicine e spesso si fondono assieme. Non di rado capita che due galassie, che ruotano in versi opposti ed inclinate in maniera differente, si trovino abbastanza vicine non solo da fondere le proprie buche di potenziale, ma anche da interagire dinamicamente tra loro; quando questo accade il fenomeno, che si presenta agli osservatori risulta quantomeno pittoresco.

La morfologia delle galassie interagenti durante le perturbazioni e fino alla virializzazione (fusione e rilassamento) si perturba e diviene via via irregolare fino alla totale fusione delle due popolazioni stellari (nella nostra approssimazione le stelle rappresentano sempre le particelle di un gas perfetto rarefatto, quindi non urtano mai tra di loro, ma si limitano ad interagire gravitazionalmente e dinamicamente a distanza).

Alla fine di una o più interazioni con relativa fusione delle galassie interagenti, dopo un lasso di tempo che va da qualche milione ai miliardi di anni, il sistema risulterà entropicamente rilassato e tenderà principalmente ad assumere una morfologia ellittica.

Il discorso si complica un tantino quando nel modello alla componente stellare viene aggiunto il gas, che pervade il mezzo intergalattico; quello che accade in questi casi al sistema può essere facilmente mostrato da un recente lavoro targato Italia apparso su Astronomy & Astrophysics (astro-ph/0611426v1).

Un team di ricercatori italiani composto da D. Vergani, A. Pizzella, M. Corsini, F.Bertola dell'università di Padova ed L.M: Buson dell'osservatorio di Padova, assieme alla collaborazione di W. Van Driel (osservatorio di Parigi, Francia) e R.J. Dettmar (università di Bochum, Germania), hanno recentemente pubblicato un articolo su A&A mostrando interessanti risultati ottenuti dallo studio ottico e radio del sistema di galassie interagenti NGC5719, NGC5713 e PG135857 situato a circa 24Mpc (78 milioni di anni luce) da noi, quindi abbastanza vicino da poter eseguire uno studio spettroscopico dettagliato ad una risoluzione spaziale opportuna da determinarne le proprietà fisiche.

Le prime due galassie spirali sono distanziate tra loro di circa 80kpc e sono orientate a diversi angoli di rotazione l'una rispetto all'altra lungo la linea di vista; la terza galassia (trattasi di una galassia nana) è distante circa 35kpc dalla seconda e risulta sempre legata gravitazionalmente al sistema.

Nell'ottico apparentemente le tre galassie sono spazialmente separate, e, a parte la stessa distanza dall'osservatore, niente lascia supporre che le tre buche di potenziale siano fuse a formare un unico sistema auto-gravitante.

Quando andiamo ad osservare il sistema dal punto di vista della distribuzione di gas, la situazione appare nettamente diversa (si veda Immagine - 2).

Immagine - 2 - Visione del campo di galassie interagenti
Immagine - 2 - una visione del campo di galassie interagenti nell' ottico dalla sloan digital sky survey

Utilizzando il Very Large Array in New Mexico in modalità spettroscopica per 8 ore è stato possibile osservare il sistema di galassie in un intervallo di lunghezza d'onda incentrato sulla riga a 21cm dell'idrogeno neutro.(1)

Quando si eseguono delle osservazioni a 21cm significa andare alla ricerca di idrogeno neutro e nel caso specifico si è mostrato come la distribuzione spaziale dell'idrogeno sia molto più estesa di quanto sia rivelabile nell'ottico.

In questo modo è possibile determinare la massa totale di idrogeno del sistema e sopratutto determinare la conformazione fisica delle sorgenti rendendo visibili ponti di materia, che uniscono le sorgenti tra loro, archi, filamenti code ed aloni di gas, tutte strutture morfologiche chiaramente associabili ad una azione di interazione gravitazionale.

Immagine - 3 - Mappa del campo come da osservazioni radio del VLA
Immagine - 3 - Mappa del campo come evidenziato dalle osservazioni nel radio del VLA; si notano ponti, archi ed un unica struttura di gas che pervade la buca di potenziale comune alle tre galassie interagenti.

Utilizzando successivamente il telescopio NTT dell'ESO situato a LaSilla, si è potuto osservare spettroscopicamente nell'ottico il sistema auto-gravitante tra 4800 e 5500 Angstrom ed è stato possibile identificare ed osservare alcune righe spettrali sia in emissione sia in assorbimento, che hanno dato chiare informazioni sulle velocità radiali relative (allontanamento e/o avvicinamento) delle varie componenti del sistema.

Visto che le righe di emissione nello spettro di una galassia sono prodotte dalle regioni di gas ionizzato e quelle di assorbimento sono prodotte dalle stelle, analizzando separatamente le posizioni nelle lunghezze d'onda ed i profili di queste righe è stato possibile eseguire un confronto cinematico tra la distribuzione di gas e quella di stelle nel sistema.

Ciò che si è evinto da questo confronto è il fenomeno cosidetto della controrotazione nel sistema della componente stellare rispetto a quella del gas; in NGC5719 infatti circa l'80% delle stelle ruotano in un senso, mentre il gas ionizzato e neutro ruota nel senso opposto assieme al restante 20% di stelle.

Il fenomeno della controrotazione viene teoricamente spiegato come lo stadio finale delle interazioni gravitazionali delle galassie, dei fenomeni di acquisizione di gas e stelle dall'esterno di un sistema autogravitante e del merging (cioè della fusone) fra galassie.

Il caso di NGC5719 è il primo caso, in cui questa controrotazione risulta tanto estesa e sopratutto è la prima volta che tale fenomeno viene osservato in un sistema interagente, chiara prova empirica del legame tra la controrotazione e le interazioni tra galassie.

In particolare lo scenario lascia supporre che il disco di gas controrotante sia stato creato catturando gravitazionalmente il gas controrotante dalla galassia compagna attraverso un ponte di materia instaurato entro la comune buca di potenziale e successivamente si è virializzato dando origine ad un disco controrotante.
Note

1La riga spettrale a 21cm si ha quando un atomo di idrogeno passa dallo stato eccitato a quello fondamentale; cioè quando lo spin dell'elettrone e quello del protone passano da paralleli (nello stato eccitato) ad antiparalleli (nello stato fondamentale) diseccitandosi ed emettendo un fotone di lunghezza d'onda di 21cm appunto.
Sitografia

NTT web page
www.ls.eso.org/lasilla/sciops/ntt/

VLA web page
www.vla.nrao.edu/

Astronomy & Astrophysics web page
www.aanda.org

Articolo di riferimento su A&A (astro-ph/0611426v1)
http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0611426.pdf

A. Pizzella home page
http://dipastro.pd.astro.it/pizzella/

http://www.lswn.it/astronomia/articoli/galassie_compagne_intimamente_legate
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Chi si è formato per prima: i buchi-neri o le galassie?

Corrado Ruscica Astronomia | Articoli | * | Italiano

Per anni gli astronomi hanno notato che esiste una relazione tra la massa del buco-nero centrale che risiede nelle galassie e la massa totale dell'insieme di stelle che si trovano nelle regioni nucleari.

Più massivo è il buco-nero e più denso risulta l'insieme delle stelle che si trovano nel centro della galassia.

La domanda a cui rispondere è quella di capire se si sono formati prima i buchi-neri oppure le associazioni di stelle. Alcune teorie recenti suggeriscono che i due processi possono essere avvenuti simultaneamente.

Immagine - 1 - Ripresa VLA del quasar J1148+5251
Immagine - 1 - Ripresa VLA del quasar J1148+5251 ©Walter et al. NRAO/AUI/NSF.

Le osservazioni eseguite da un gruppo di ricerca del VLA, guidato da Walter e collaboratori, su un quasar distante e la sua galassia ospite, la cui luce ci proviene quando l'Universo aveva meno di un miliardi di anni, indicano che in quella galassia esista un buco-nero massivo senza che si abbia la relativa associazione stellare di grande massa.

Il quasar in questione è denominato J1148+5251 che si trova a circa 13 miliardi di anni luce e risulta l'oggetto più distante conosciuto.

Scoperto nel 2003, in realtà si tratta di una galassia giovane con un nucleo brillante la cui luce che osserviamo oggi ci arriva quando l'Universo aveva appena 900 milioni di anni circa.

Le osservazioni eseguite dagli astronomi del VLA hanno permesso di determinare la quantità di gas molecolare nel sistema.

In più, essi hanno potuto misurare il moto del gas e di conseguenza stimare la massa totale del sistema galattico.

Gli studi precedenti davano una stima per la massa del buco-nero pari a circa 5 miliardi di masse solari mentre le nuove misure indicano che ci sono circa 10 miliardi di masse solari come gas molecolare e che la massa totale del sistema è dell'ordine di 50 miliardi di masse solari.

Quindi la massa totale composta dal buco-nero e dal gas ammonta a circa 11-15 miliardi di masse solari.

Dalle analisi dei rapporti della massa stimata del buco-nero, del gas molecolare e del sistema galattico, si conclude che il buco-nero si è formato prima dell'associazione stellare.

Naturalmente questo è solo un esempio e non la regola e certamente occorreranno altre osservazioni per confermare se effettivamente i buchi-neri si formano prima degli ammassi stellari nei nuclei delle galassie.
Sitografia

NRAO - National Radio Astronomy Observatory
www.nrao.edu

NSF - National Science Foundation
www.nsf.gov

AUI - Associated Universities Inc
www.aui.edu

http://www.lswn.it/astronomia/articoli/chi_si_e_formato_prima_i_buchi_neri_o_le_galassie
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Quando la Massa Deforma lo Spazio Tempo: Lenti Gravitazionali

Stefano Gallozzi Astronomia | Articoli | *** | Italiano

Nel 1919 Sir Arthur Eddington si recò a Sào Tomé e Principe per osservare una eclisse totale di Sole; niente di più comune, ma abbastanza per lasciare indelebile una pietra miliare nella scienza moderna.

Osservando le stelle visibili in prossimità del disco solare oscurato dall'eclisse infatti lo scienziato inglese dimostro sperimentalmente e senza alcuna ombra di dubbio uno degli effetti più blasonati della teoria della relatività di Einstein: osservò infatti che le stelle osservate si disponevano in posizioni leggermente esterne rispetto a dove avrebbero dovuto essere in assenza di questo effetto.

Immagine - 1 - lente gravitazionale
Immagine - 1 - Deformazione del cammino luminoso in prossimità di una grande massa (in questo caso un ammasso di galassie).

Ciò che Eddington osservò quindi fu la deflessione della luce in prossimità di una grande massa.

La teoria di Einstein afferma che una grande massa deforma lo spazio tempo circostante incurvandolo; questo effetto produce di conseguenza una curvatura di tutte le linee di forza e di tutte le geodetiche.

Un fascio luminoso (che per definizione segue le geodetiche dello spazio tempo), quindi, passando in prossimità di una grande a, non procederà in linea retta, come il senso comune vuole, ma seguirà la curvatura dello spazio tempo, esattamente come un treno segue i binari.

Tanto maggiore è la massa dell'oggetto, che deforma lo spazio-tempo, tanto maggiore risulterà la deformazione, quindi tanto maggiore i raggi luminosi verranno incurvati (vedere Immagine - 1).

Immagine - 2 - arco gravitazionale CL2244 ripreso da LBC@LBT
Immagine - 2 - Arco Gravitazionale CL2244 ripreso dalla camera blu LBC del telescopio Binoculare LBT durante la sua fase di commissioning; l'arco gravitazionale per sua natura risulta più blu delle galassie dell' ammasso poiché subisce il fenomeno della magnificazione.
La massa come lente

Quando una massa è molto grande crea una profonda buca di potenziale nello spazio-tempo, altrimenti piatto; tale buca di potenziale, per un fascio luminoso incidente, produce un risultato analogo a quello di una lente ottica bi-concava.

In questo caso, a seconda della geometria (e della simmetria della lente), che si viene a creare tra i fasci luminosi, l'angolo di incidenza e l'angolo di convergenza della lente, si possono manifestare differenti situazioni.

* Magnificazione di una sorgente, avviene sempre e produce un aumento del flusso apparente della sorgente luminosa, che viene in gergo "lentizzata".
* Immagini multiple di una sorgente (famose sono le croci di Einstein ), quando la lente scompone il fascio incidente e quindi la stessa sorgente viene proiettata più volte, ma la proiezione non corrisponde ad una sorgente reale, ma ad un doppione del fascio originario, infatti ogni proiezione risulta avere lo stesso spettro della sorgente incidente.
* Archi gravitazionali , si originano generalmente ogni qual volta una sorgente si trova dietro la massa che fa da lente (vedere fig. n.2) e nel caso in cui la lente in questione sia a simmetria sferica.
* Anello di Einstein, quando la sorgente, che emette la luce si viene a trovare esattamente dietro la massa, che fa da lente e lungo il suo asse di simmetria.

Immagine - 3 - ammasso Abell1689
Immagine - 3 - Immagine - 3 - Archi Gravitazionali in Abel1689 ripresi dall' HST; notare la simmetria della disposizione degli archi con centro di curvatura nella direzione centrale dell' ammasso di galassie.

Grazie alla deformazione, che la luce subisce lungo il suo cammino ottico è possibile ricostruire indirettamente in buona approssimazione la massa, che produce la deflessione.

Queste ricerche hanno fornito negli ultimi anni dei risultati stimolanti e qualitativamente rilevanti in ambito cosmologico: anche se una massa non si vede se c'è, tenderà comunque a deformare lo spazio-tempo circostante e grazie alla distribuzione della luce nell'immagine si possono ricostruire delle mappe di densità della materia oscura negli ammassi e nei super-ammassi di galassie.

Di seguito mostriamo a nostro avviso la più bella immagine mai ripresa dall'Hubble Space Telescope e sicuramente la più densa di significato Astrofisico-Cosmologico; stiamo parlando dell'immagine profonda dell'ammasso di galassie chiamato Abell1689 in cui sono presenti una miriade di archi gravitazionali (vedere Immagine - 3 e sitografia per una immagine ad alta risoluzione).
Sitografia

HST home page
http://hubble.nasa.gov

LBC@LBT image Gallery
http://lbc.oa-roma.inaf.it/astroimages.html

Abel1689 HST gallery
http://hubblesite.org/gallery/album/exotic_collection/pr2003001a/

Sir Arthur Eddington
http://en.wikipedia.org/wiki/Arthur_Eddington

Albert Einstein
http://en.wikipedia.org/wiki/Albert_Einstein

http://www.lswn.it/astronomia/articoli/quando_la_massa_deforma_lo_spazio_tempo_lenti_gravitazionali
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Buchi Neri negli Ammassi Globulari

Stefano Gallozzi Astronomia | Articoli | *** | Italiano

I più esotici oggetti dell'universo sono sicuramente i buchi neri.

Oramai da anni abbiamo la prova dell'esistenza di questa classe di oggetti che possiedono le più disparate dimensioni e sono disseminati un po' ovunque.

Le teorie più accreditate definiscono sostanzialmente due classi di buchi neri di origine stellare.

1. Buchi neri di taglia stellare:
come risultato dello stadio finale dell'evoluzione di stelle con massa maggiore a 20-25 masse solari, che esplodono come supernovae di tipo II e lasciano come residuo un oggetto compatto di taglia stellare.

2. Buchi neri supermassivi:
sono quei buchi neri situati nel centro di gravità delle galassie attive e non; questi oggetti posseggono masse dell'ordine dei milioni (o miliardi) di masse solari. Si pensa infatti che la differenza sostanziale tra galassie attive (AGN) e non sia proprio in stretta relazione alla capacità di fagocitare polvere e gas circostante, che questi oggetti hanno. Se una galassia è quiescente allora il buco nero sta fagocitando poca materia; se invece la galassia risulta attiva, il responsabile di tale attività risulta essere il motore centrale, che risucchia tutto ciò che ha la sfortuna di giungere nel suo campo di interazione.

La teoria della relatività generale di Einstein non pone alcun vincolo sulla massa di un buco nero, tanto è vero che si teorizza anche l'esistenza di mini buchi neri (di taglia sub atomica) alcuni di origine primordiale nati ed evaporati subito dopo il Big Bang; altri ancora presenti, sebbene in un altra dimensione spaziale (vedere l'articolo sulla teoria BraneWorld), come previsto da alcune nuove teorie della metrica universale.

Quello che la teoria dei buchi neri stellari ha sempre omesso e mai desunto è la presenza di buchi neri di massa intermedia, cioè dell'ordine del migliaio di masse solari.

Il vuoto della teoria è stato colmato dal lavoro di Tom Maccarone dell'università di Southampton, che ha trovato il primo candidato buco nero di taglia intermedia all'interno di un ammasso globulare(1) presente all'interno della galassia ellittica NGC4472 distante circa 60 milioni di anni luce dalla nostra galassia, catalogata anche da Messier con la sigla M49, si veda immagine - 1.

Immagine - 1 - galassia ellittica M49 (NGC4472)
Immagine - 1 - Galassia ellittica M49 (NGC4472).

Le teorie al riguardo hanno sempre negato l'esistenza di un buco nero stabile al centro di un ammasso globulare poiché dalle simulazioni numeriche è risultato che esso risentirebbe di instabilità gravitazionale e sarebbe presto fiondato fuori dall'ammasso a causa dell'azione mareale causata dalla forte concentrazione di stelle nelle zone centrali di tali ammassi.

Maccarone e collaboratori hanno infatti utilizzato le capacità del telescopio spaziale XMM Newton dell'ESA per scandagliare le zone periferiche di ammassi globulari interni ed esterni alla nostra galassia ed hanno trovato un candidato buco nero subito al secondo tentativo.

Per scovare questa classe di oggetti infatti, come prassi consolidata, viene utilizzata l'emissione in banda X emessa dal gas circostante al buco nero che, ruotando vorticosamente prima di cadere nell'orizzonte degli eventi, viene surriscaldato ed emette in banda X per radiazione di sincrotrone.

Successivamente, utilizzando il telescopio spaziale AXAF Chandra della NASA, che possiede un maggior potere risolutivo di XMM, è possibile determinare con esattezza la posizione della sorgente X, che nel caso specifico è risultata essere proprio all'interno di un ammasso globulare in NGC 4472.

Analizzando il flusso in banda X di questa sorgente, è stato possibile classificarla come ULX (Ultra Luminous X-ray object), quindi un oggetto, che, per sopportare una siffatta violenta emissione X, deve necessariamente avere massa di alcune migliaia di masse solari; data l'alta emissione X infatti, se la sorgente avesse una massa inferiore, essa supererebbe il suo limite di Eddington divenendo dinamicamente instabile.

Forse il fatto che il candidato buco nero sia stato trovato subito può far pensare, che la presenza di buchi neri di taglia intermedia all'interno degli ammassi globulari sia la prassi usuale e che quindi le teorie stellari di formazione degli ammassi globulari vadano riviste alla luce di queste scoperte.(2)

Il fatto che questo buco nero abbia una massa così grande fa si che riesca dinamicamente a resistere all'interno dell'ammasso globulare senza venire fiondato via come succederebbe per i buchi neri di massa inferiore.

A questo punto l'interrogativo è come abbia fatto a formarsi un tale oggetto senza essere fiondato via prima di raggiungere una tale massa critica; ai teorici l'ardua sentenza.

Attendiamo fiduciosi la fine delle ricerche del team di Maccarone per far luce su questo quesito.
Note

(1) un ammasso globulare è un sistema stellare interno alla nostra galassia e presente in altre galassie, che possiede una forma abbastanza sferica e più o meno concentrata.

Si originano da una bolla di gas auto-gravitante che per continua frammentazione ed auto-collasso crea innumerevoli stelle tutte di età paragonabile e solitamente dell'ordine dell'età della galassia ospite.

Si tratta quindi di stelle in media vecchie, rosse e povere di metalli.

Il numero di stelle, che si formano dipende dalla massa iniziale della bolla, che origina l'ammasso e si attesta in media sulle centinaia di migliaia di stelle.

La cosa interessante è che essendosi generate tutte nello stesso momento e dalla stessa nube progenitrice, le stelle di un ammasso globulare si attestano fedelmente sul diagramma Hertzsprung-Russel (diagramma HR) con le differenze di evoluzione soggette solo alla differenza di massa tra stella e stella: le più massicce evolvono prima e quelle meno massicce impiegano meno tempo.

La metallicità, cioè la quantità di gas diverso da idrogeno ed elio, è un altro discriminante fondamentale tra un ammasso globulare ed un altro, vedere immagine - 2.

Immagine - 2 - Immagine - 2 - diagramma HR con ammasso globulare tipico
Immagine - 2 - Diagramma HR con un ammasso globulare tipico.

Un altra categoria di ammassi stellari sono detti ammassi aperti e di norma non sono auto-gravitanti; quindi rappresentano una concentrazione di stelle non necessariamente
originate tutte dalla stessa bolla di gas e quindi di età e metallicità anche differente.

(2) La possibile presenza di oggetti collassati di massa intermedia entro gli ammassi globulari era stata già considerata da Giovanni Silvestro (Università di Torino).

Nell'articolo: Massive black holes as gravitational lenses (Astron. & Astrophys. 36, 41, 1974) l'autore fece notare che, in questa situazione, il moto orbitale delle stelle intorno al buco nero centrale dovrebbe dare luogo ad un effetto di lente gravitazionale (oggi ben noto e osservato in vari sistemi extragalattici) che causerebbe una sequenza di impulsi luminosi; tali impulsi luminosi dovrebbero essere osservabili quando la massa collassata rappresenta almeno qualche millesimo della massa del sistema.

Di fronte a queste incertezze teoriche l’osservazione riportata, se confermata, fornisce la prova che per l’ammasso nella galassia NGC 4472 la previsione teoriche sono corrette; in questo momento sono in corso analisi su un numero elevato di sorgenti, che potranno dirci quanto il fenomeno è comune.
Sitografia
Tom Maccarone Home page

http://www.astro.soton.ac.uk/people/tjm.html
AXAF-Chandra Home page

http://chandra.harvard.edu
XMM-Newton Home page

http://xmm.vilspa.esa.es
Giovanni Silvestro - Dipartimento di FIsica Università di Torino

www.to.infn.it/~silvestr/
Gruppo Locale Home Page

http://www.gruppolocale.it

Institute of Astronomy X-Ray Group - Cambridge
www-xray.ast.cam.ac.uk/xray_introduction/ULX.html

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La dark lady dell'universo

Elena Lazzaretto Astronomia | Articoli | * | Italiano

Immensi sistemi stellari tenuti insieme dalla forza di gravità?
E' una definizione che andrebbe rivista.

Non necessariamente si tratta sempre di "sistemi stellari".

Infatti sembra proprio che alcune galassie possano fare a meno delle stelle anche se, nella quasi totalità dei casi studiati, queste rappresentano l'ingrediente principale.

Una galassia senza stelle è assai poco appariscente, anzi , praticamente invisibile, ma è proprio così che si presenta VIRGOH121, la prima delle galassie oscure finora individuate.
La scoperta è stata fatta di recente e deve ancora essere del tutto confermata, ma più che una sorpresa, VIRGOH121, rappresenterebbe una conferma.

Immagine - 1 - L'ellisse mostra la regione del cielo in cui la galassia oscura è stata trovata
Immagine - 1 - L'ellisse mostra la regione del cielo in cui la galassia oscura è stata trovata ©PPARC/Cardiff U./Isaac Newton Telescope.

Le teorie di chi studia la formazione delle galassie, infatti, avevano già previsto che ne esistessero anche di questo tipo, costituite di materia oscura piuttosto che di stelle.
La materia oscura non emette radiazione, per questo motivo non la possiamo rilevare con nessun tipo di telescopio, tuttavia i suoi effetti gravitazionali ne tradiscono la presenza.

Quindi sappiamo che la materia oscura c'è anche se non possiamo vederla.

Anche VIRGOH121 si è, in un certo senso, tradita. Il team internazionale di scienziati che l'ha individuata, studiava il comportamento di una nube di atomi di idrogeno neutro.

Anche se la nube si trova in una regione priva di stelle, si comporta come se fosse all'interno di un'intera galassia!

Di qui la conclusione che la galassia ci fosse davvero, ma che non fossero le stelle a influire gravitazionalmente sulla nube, bensì la materia oscura.

Da sola VIRGOH121 non sarà sufficiente a rispondere alle domande sulla formazione delle galassie, ma è di certo un buon inizio. La speranza è di riuscire a trovare molte altre galassie oscure: un'impresa abbastanza ardua vista la loro abilità nel nascondersi.
Sitografia

Nature
www.nature.com

Il portavoce del team che ha fatto la scoperta è: Robert Minchin from Cardiff University, UK.

Minchin R. F. et al . Haensel Astrophys. J.(in press),
preprint at www.arxiv.org (2005).

Cardiff University
www.cardiff.ac.uk

Isaac Newton Telescope
www.ing.iac.es

PPARC - The Particle Physics and Astronomy Research Council
www.pparc.ac.uk

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