Teorie che spiegano la formazione delle spirali e il ruolo delle barre nella redistribuzione di gas e stelle
Nelle galassie vediamo spesso spettacolari braccia a spirale o barre centrali – caratteristiche dinamiche che affascinano sia gli astronomi professionisti che gli appassionati. Nelle galassie a spirale le braccia segnano regioni di intensa formazione stellare che ruotano attorno al centro, mentre nelle galassie a spirale barrate si estende un denso agglomerato di stelle che attraversa il nucleo. Queste non sono semplici decorazioni statiche – tali strutture riflettono la gravità in azione, i flussi di gas e i processi di formazione stellare nel disco. In questo articolo esamineremo come si formano e si mantengono i modelli a spirale, l'importanza delle barre e come entrambi influenzano la distribuzione di gas, stelle e momento angolare nell'evoluzione cosmica a lungo termine.
1. Braccia a spirale: panoramica generale
1.1 Proprietà osservate
Le galassie a spirale presentano generalmente una forma a disco con braccia evidenti che si estendono dal nucleo centrale. Le braccia spesso appaiono bluastre o luminose nelle immagini ottiche, indicando una attiva formazione stellare. In base alle osservazioni distinguiamo:
- Spirali "grand-design": Poche braccia luminose e continue, chiaramente estese intorno all'intero disco (es. M51, NGC 5194).
- Spirali "flocculenti": Molti frammenti spiraliformi sparsi senza un modello globale evidente (es. NGC 2841).
Le spirali sono ricche di regioni H II, ammassi di stelle giovani e nubi molecolari, quindi svolgono un ruolo cruciale nel "mantenere" una nuova popolazione stellare.
1.2 Il problema dell'"avvolgimento" delle spirali
Una difficoltà evidente è che, a causa della diversa velocità di rotazione del disco, qualsiasi modello fisso dovrebbe avvolgersi abbastanza rapidamente e così "allungarsi" in poche centinaia di milioni di anni. Tuttavia, le osservazioni mostrano che le spirali persistono molto più a lungo, quindi le spirali non possono essere considerate "braccia materiali" che ruotano con le stelle. Piuttosto, esse sono onde di densità o certi modelli che si muovono a una velocità diversa da quella delle singole stelle e del gas [1].
2. Teorie sulla formazione dei modelli a spirale
2.1 Teoria delle onde di densità
Teoria delle onde di densità, proposta negli anni '70 da C. C. Lin e F. H. Shu, afferma che le spirali sono onde quasi stazionarie nel disco della galassia. I punti chiave sono:
- Pattern ondulatori: Le spire sono regioni di densità maggiore (come “ingorghi autostradali”), che si muovono più lentamente della velocità orbitale delle stelle.
- Stimolazione della formazione stellare: Quando il gas entra in una zona più densa, si comprime e forma stelle. Questi giovani e luminosi ammassi stellari evidenziano la spira.
- Longevitá: La stabilità del pattern è determinata dalla soluzione ondulatoria delle instabilità gravitazionali nel disco rotante [2].
2.2 Amplificazione “Swing” (Swing Amplification)
“Swing Amplification” – un altro meccanismo spesso citato nelle simulazioni numeriche. Quando in un disco rotante si forma un eccesso di densità, tagliato nella forma del disco, la gravità in certe condizioni (legate al parametro Toomre Q, al gradiente del disco e allo spessore) può amplificarlo. Così si formano strutture a spirale, che a volte mantengono la natura “grand-design” o si frammentano in molti segmenti di spire [3].
2.3 Origine mareale delle spirali
In alcuni casi di galassie, interazioni mareali o fusioni minori possono creare evidenti caratteristiche a spirale. Come un vicino di passaggio che disturba il disco, mantenendo le spire. In sistemi come M51 (la Galassia Vortice) le spirali molto marcate sembrano stimolate dalla trazione della galassia satellite [4].
2.4 “Flocculent” vs. “Grand-Design”
- Spirali “Grand-design” spesso corrispondono a soluzioni di onde di densità, che possono essere amplificate da interazioni o barre, generando schemi globali.
- Spirali “Flocculent” possono derivare da instabilità locali e onde brevi e transitorie, che si formano e scompaiono continuamente. Le onde sovrapposte danno un aspetto più irregolare al disco.
3. Barre (bar) nelle galassie a spirale
3.1 Caratteristiche osservate
Barra – è un agglomerato di stelle allungato o ovale, che attraversa il centro della galassia e collega le due parti del disco. Circa due terzi delle galassie a spirale hanno barre (ad esempio, le galassie SB nella classificazione di Hubble, tra cui la nostra Via Lattea). Le barre sono caratterizzate da:
- Sporgenza dal rigonfiamento (bulge) nel disco.
- Rotazione approssimativamente come un'onda rigida.
- Zone ad anello o nucleari, dove le barre concentrano il gas causando intensa formazione stellare o attività nucleare [5].
3.2 Formazione e stabilità
Instabilità dinamiche in un disco rotante possono generare spontaneamente una barra se il disco è sufficientemente autogravitante. Fattori importanti:
- Ridistribuzione del momento angolare (KM): La barra può facilitare lo scambio di KM tra diverse parti del disco (e degli aloni).
- Interazione con l'alone di materia oscura: L'alone può assorbire o trasmettere il momento angolare (KM), influenzando la crescita o la dissoluzione della barra.
Una volta formate, le barre generalmente durano miliardi di anni, anche se interazioni forti o effetti di risonanza possono modificarne la forza.
3.3 Flusso di gas generato dalla barra
L'effetto principale della barra è trasportare il gas verso il centro:
- Fronti d'urto nelle bande di polvere della barra: Le nubi di gas subiscono momenti torcenti gravitazionali, perdono momento angolare e migrano verso il nucleo galattico.
- Formazione stellare intensa: Il gas accumulato può formare strutture di risonanza ad anello o configurazioni discoidali attorno al rigonfiamento, causando esplosioni di formazione stellare nucleare o un nucleo attivo (AGN).
Quindi la barra regola efficacemente la crescita del rigonfiamento e del buco nero centrale, collegando la dinamica del disco con l'attività nucleare [6].
4. Onde a spirale e barre: processi connessi
4.1 Risonanze e velocità del pattern
In molte parti della galassia barra e spirali coesistono. La velocità del pattern della barra (quando la barra ruota come un'onda) può accordarsi in risonanza con le frequenze orbitali del disco, forse "ancorando" o sincronizzando le spirali che iniziano alle punte della barra:
- Teoria del "Manifold": Alcune simulazioni mostrano che le spirali nelle galassie barrate possono emergere come manifold che si estendono dalle "punte" della barra, creando una struttura "grand-design" collegata alla rotazione della barra [7].
- Risonanze interne ed esterne: Le risonanze ai bordi della barra possono formare anelli o regioni di transizione, dove i flussi della barra incontrano le onde della spirale.
4.2 Forza della barra e mantenimento delle spirali
Una barra forte può rafforzare i pattern a spirale o, in alcuni casi, riorganizzare il gas così efficacemente da far cambiare il tipo morfologico della galassia (ad esempio, da spirale di tipo tardivo a tipo precoce con un grande rigonfiamento). In alcune galassie, le interazioni barra-spirale avvengono ciclicamente: le barre possono indebolirsi o rafforzarsi su scale temporali cosmiche, modificando la luminosità delle spirali.
5. Dati osservativi ed esempi specifici
5.1 La barra e le spirali della Via Lattea
La nostra Via Lattea è una galassia a spirale barrata, la cui barra centrale si estende per diversi kiloparsec, mentre alcune spirali sono tracciate dalla distribuzione di nubi molecolari, regioni H II e stelle OB. Le mappe infrarosse confermano la barra, dietro la quale si trovano strati di polvere, e le osservazioni radio/CO mostrano flussi massicci di gas che si muovono lungo le bande di polvere della barra. Modelli dettagliati supportano l'idea che la barra stimoli costantemente l'afflusso di materia verso la regione nucleare.
5.2 Barre prominenti in altre galassie
Galassie a barra come NGC 1300 o NGC 1365 hanno barre luminose che si trasformano in spirali ben definite. Le osservazioni mostrano bande di polvere, anelli di formazione stellare e movimenti di gas molecolare, confermando che la barra trasferisce significativamente il momento angolare. In alcune galassie barrate, la posizione della "punta" della barra si fonde dolcemente con il pattern delle spirali, indicando una giunzione di risonanza.
5.3 Spirali tidali e interazioni
In sistemi come M51 Si osserva che il piccolo satellite può sostenere e rafforzare due spirali ben definite. Le differenze di rotazione e l'attrazione gravitazionale periodica creano una delle immagini "grand-design" più belle nel cielo. Studiando queste spirali "indotte da marea", si conferma che perturbazioni esterne possono rafforzare o "fissare" i pattern a spirale [8].
6. Evoluzione delle galassie e processi di cambiamento secolare
6.1 Evoluzione secolare tramite barre
Nel tempo, le barre possono guidare un'evoluzione secolare (graduale): il gas si accumula nel nucleo centrale o nella regione del pseudobulge, la formazione stellare ristruttura il nucleo galattico e la forza della barra può variare. Questo cambiamento morfologico "lento" differisce dalle trasformazioni rapide dovute a grandi fusioni e mostra come la dinamica interna del disco possa modificare gradualmente una galassia a spirale dall'interno [9].
6.2 Regolazione della formazione stellare
Le spirali, sia che si basino su onde di densità o instabilità locali, sono fabbriche di nuove stelle. Il gas che attraversa la spirale viene compresso, innescando la formazione stellare. La barra accelera ulteriormente questo processo, trasportando gas aggiuntivo verso il centro. Nel corso di miliardi di anni, questi processi ispessiscono il disco stellare, arricchiscono il mezzo interstellare e alimentano il buco nero centrale.
6.3 Connessioni con la crescita del bulge e AGN
I flussi guidati dalla barra possono concentrare grandi quantità di gas nel nucleo, talvolta scatenando episodi di AGN se il gas raggiunge il buco nero supermassiccio. Periodi ripetuti di formazione o dissoluzione della barra possono generare caratteristiche di rigonfiamento, creando un pseudobulge (con cinematica discoide), a differenza dei bulge classici formati da fusioni.
7. Osservazioni e simulazioni future
7.1 Immagini ad alta risoluzione
I futuri telescopi (ad es., i telescopi terrestri estremamente grandi, il Telescopio Spaziale Nancy Grace Roman) forniranno dati più dettagliati nell'infrarosso vicino sulle spirali trasversali, permettendo di studiare anelli di formazione stellare, bande di polvere e flussi di gas. Queste informazioni aiuteranno a migliorare i modelli dell'influenza della barra sull'evoluzione in un più ampio intervallo di redshift.
7.2 Spettroscopia a campo integrale (IFU)
I progetti IFU (ad es., MANGA, SAMI) catturano i campi di velocità e le abbondanze chimiche in tutto il disco galattico, fornendo mappe cinematiche bidimensionali di barre e spirali. Questi dati chiariscono i flussi, le risonanze e gli impulsi di formazione stellare, evidenziando la sinergia tra onde di barra e spirale che alimentano il disco.
7.3 Simulazioni avanzate del disco
Le più recenti simulazioni idrodinamiche (ad es., i sottomodelli FIRE, IllustrisTNG) mirano a riprodurre realisticamente la formazione di barre e spirali, includendo il feedback di formazione stellare e buchi neri. Confrontando queste simulazioni con dati osservativi sulle galassie a spirale, si prevedono con maggiore precisione scenari di evoluzione secolare, durata delle barre e cambiamenti morfologici [10].
8. Conclusione
Spiralinės vijos ir skersės – strutture dinamiche strettamente legate all'evoluzione delle galassie a disco, che incarnano schemi di onde gravitazionali, risonanze e flussi di gas che regolano la formazione stellare e la forma della galassia. Che siano formate da onde di densità a lungo termine, rinforzi a "swing" o interazioni di marea, le spirali distribuiscono la formazione stellare lungo eleganti archi, mentre le barre agiscono come potenti "motori del momento angolare", aspirando gas verso il centro per alimentare il nucleo e far crescere il rigonfiamento.
Kartu šios ypatybės rodo, kad galaktikos nėra statiškos – jos viduje ir išorėje nuolat juda per kosminę istoriją. Toliau tyrinėjant barų rezonansus, spiralių tankio bangas ir kintančias žvaigždžių populiacijas, geriau suprantame, kaip tokios galaktikos kaip mūsų Paukščių Takas išsivystė iki gerai žinomų, bet amžinai kintančių spiralinių struktūrų.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1964). “Sulla struttura a spirale delle galassie a disco.” The Astrophysical Journal, 140, 646–655.
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1966). “Una teoria della struttura a spirale nelle galassie.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 55, 229–234.
- Toomre, A. (1981). “Cosa amplifica le spirali?” Structure and Evolution of Normal Galaxies, Cambridge University Press, 111–136.
- Tully, R. B. (1974). “La cinematica e la dinamica di M51.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 27, 449–457.
- Athanassoula, E. (1992). “Formazione ed evoluzione delle barre nelle galassie.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 345–364.
- Sanders, R. H., & Tubbs, A. D. (1980). “Caduta guidata dalla barra del gas interstellare nelle galassie a spirale.” The Astrophysical Journal, 235, 803–816.
- Romero-Gómez, M., et al. (2006). “L'origine delle braccia a spirale nelle galassie barrate.” Astronomy & Astrophysics, 453, 39–46.
- Dobbs, C. L., et al. (2010). “Galassie a spirale: flusso di gas formato da stelle.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 625–645.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Evoluzione secolare e formazione di pseudobulge nelle galassie a disco.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Garmella, M., et al. (2022). “Simulazioni della formazione e dell'evoluzione della barra nei dischi FIRE.” The Astrophysical Journal, 924, 120.