S-4A-3     Le galassie in rotazione e la materia oscura

Indice Il Sole S-1. La luce del Sole e la Terra S-1A. Il tempo meteorologico S-1B. Il clima globale S-2.Come noi vediamo il Sole S-3.Il magnetismo solare S-3A. Le linee del campo         magnetico interplanetario S-4. I colori della luce solare Facoltativo: L'effetto Doppler S-4A-1 La velocità               della luce S-4A-2 Lo spostamento               verso il rosso S-4A-3 Galassie in rotazione               e materia oscura ------------------------   S-5.Onde e fotoni Facoltativo: Fenomeni quantistici Q1.La fisica quantistica Q2. Gli atomi Q3. I livelli energetici Q4. La radiazione dagli         oggetti caldi

Nota: L'essenziale di questa sezione è basato sull'articolo "Seeing dark matter in the Andromeda galaxy" ("Vedere la materia oscura nella galassia di Andromeda") di Vera Rubin, Physics Today, 59, n. 12, pag. 8-9, Dicembre 2006. La galassia M31           Il sistema solare fa parte della Via Lattea, un accumulo di stelle a forma di disco, una dei miliardi di galassie esistenti nell'universo. Il suo raggio è di circa 100·000 anni luce, e ha alcune "galassie satelliti", tra cui le due Nubi di Magellano visibili dall'emisfero australe. Una di esse ha attratto l'attenzione quando una supernova è esplosa in essa nel 1987. Tuttavia la galassia più vicina di dimensioni comparabili (forse anche un poco più grande) è la grande galassia M31 nella costellazione di Andromeda, situata a circa 2,25 milioni di anni luce da noi. Anch'essa è accompagnata da alcune piccole "galassie satelliti".    La designazione "M31" la identifica come il N. 31 del catalogo compilato tra il 1771 e il 1781 dal francese Charles Messier. Questo catalogo elencava un certo numero di oggetti nebulosi e diffusi, per aiutare quegli astronomi in cerca di nuove comete (Messier stesso ne scoprì 15) a non confondere con una cometa questi oggetti che sembravano comete ma non lo erano. Vista attraverso un telescopio, M31 appare debole e confusa, deludendo i non astronomi che non vedono niente di simile alle familiari fotografie della galassia di Andromeda, con il suo disco leggermente inclinato, il nucleo centrale brillante e i bracci oscuri di polvere. In realtà questo genere di fotografie è ottenuto soltanto con una macchina fotografica con un lungo tempo di esposizione. Le galassie variano in forma e dimensioni, ma la M31 appare piuttosto simile alla nostra.    Che cos'è che tiene insieme le galassie? Apparentemente la gravità, e la forma a disco indica che le galasie ruotano. Deve quindi essere possibile misurare la velocità di rotazione di una galassia come la M31 usando l'effetto Doppler: nella parte del disco che si allontana, la lunghezza d'onda delle righe spettrali sarà leggermente spostata verso il rosso, mentre, nella parte che si avvicina, verso il blu. Come discusso precedentemente, confrontando gli spostamenti a varie distanze dal centro, e usando le leggi della gravità e della meccanica, si può conoscere come la densità della materia nella galassia varia con la distanza dal centro.

Vi è anche un altro modo per analizzare la distribuzione della materia, supponendo che la densità media in una certa regione sia proporzionale alla luminosità della galassia in quel punto. In tale ipotesi, l'andamento con cui la luminosità decresce con la distanza dal centro deve anche fornire la distribuzione delle masse, tranne che nei bracci oscuri (ved. foto) dove la polvere blocca la luce delle stelle. Ovviamente, è interessante confrontare i risultati ottenuti con i due metodi.    L'osservazione dell'effetto Doppler in M31 non è facile, e diventa ancora più difficile per le galassie più lontane. Come già notato, M31 è un oggetto debole e, per osservarlo in dettaglio, occorrono lunghe esposizioni. Inoltre, per osservare l'effetto Doppler, può essere usata solo una piccola quantità di luce, soltanto una "riga spettrale" isolata da un sensibile spettrografo, e va presa solo in quella piccola parte della galassia, di cui si vuole misurare il movimento. Il periodo orbitale   Che genere di risultato ci si può aspettare? La nostra galassia, come si è sospettato da lungo tempo, ha nel suo centro un massiccio buco nero, la cui massa è stimata essere pari a 3,7 milioni di soli (il numero è approssimato). Se la galassia fosse tenuta insieme dall'attrazione di una tale massa, e il moto attorno ad essa fosse circolare, ci si potrebbe aspettare che il periodo di rotazione T dipenda dalla distanza r secondo la 3a legge di Keplero" T2   =   k r3 dove k è una costante, legata alla massa M del centro di attrazione. Questa espressione è discussa (con particolare riferimento ai satelliti artificiali della Terra) nella sezione (21).    L'effetto Doppler naturalmente non misura il periodo T, ma piuttosto la velocità V, ad esso legata (a una data distanza r) da V   =   2 π r / T Se G è la costante di gravitazione, l'equilibrio delle forze su ogni massa m nella galassia è G M m/r2   =   m V2/ r da cui V2   =   G M/ r    Se l'unica sorgente di attrazione gravitazionale fosse un buco nero centrale, esso avrebbe una massa M, e V2 diminuirebbe con la distanza come 1/r, come avviene per il sistema solare. In realtà, da molto tempo si è sospettato che il centro di M31 contenesse un buco nero, anche se immagini dettagliate indicano che vi possa essere un doppio centro. Comunque le galassie contengono molta più massa che i loro nuclei centrali: nella Via Lattea, il buco nero centrale può avere una massa di 3,7 milioni di soli, ma la galassia stessa contiene circa 100 miliardi di stelle.    La luce di M31 è distribuita più o meno simmetricamente attorno al centro, per cui è ragionevole supporre che anche la sua massa lo sia (è difficile immaginare diversamente, dato che le sue componenti ruotano!). Come ha dimostrato Newton per il globo terrestre, l'attrazione gravitazionale su una stella nel piano mediano della galassia dipende da tutta la massa più vicina all'asse di rotazione: tale massa (almeno se è distribuita in un volume sferico) agisce come se fosse concentrata nel centro, mentre le masse a grande distanza non hanno effetto.    Pertanto il valore effettivo di M aumenta con la distanza, e la velocità di rotazione V nelle parti più dense della galassia può decrescere meno rapidamente di 1/r. Tuttavia, passate le zone più dense, V collasserebbe e la rapidità di discesa di V2 dovrebbe essere vicina a 1/r. Spostamento Doppler    Vera Rubin, una astronoma a Washington, DC, entrò nel 1965 al "Carnegie Institution", una organizzazione di ricerca. L'anno seguente, insieme a Kent Ford, iniziò l'osservazione dello spostamento Doppler dovuto alla rotazione di M31. Le osservazioni vennero eseguite all'Osservatorio Lowell e all'Osservatorio di Kitt Peak, entrambi in Arizona.    In precedenza tali osservazioni erano ostacolate dalla intensità della luce proveniente da M31. Questa volta furono usate delle lastre fotografiche ipersensibilizzate, che garantivano una sensibilità molto maggiore. Anche in questo caso, comunque, l'operatore doveva tenere il telescopio (con lo spettroscopio montato su di esso) allineato manualmente sulla parte selezionata di M31, usando come riferimento una stella vicina, un punto di luce ben definito.    La regione spettrale usata era la riga rossa Hα ("H-alfa") dell'idrogeno, quella stessa isolata con i filtri usati per osservare il Sole, poiché i brillamenti solari si osservano molto bene nella luce H-alfa (per maggiori dettagli, si può vedere qui e qui). Tra il 1967 e il 1969, lo spostamento della riga H-alfa fu osservato in 67 posizioni della galassia.    A parte qualche irregolarità vicino al centro della galassia (dove le osservazioni avevano dato dei problemi), la curva di V in funzione di r era quasi piatta, come è mostrato nel grafico riportato qui sotto, tratto dal sito web dedicato alle curve di rotazione.    Il fatto notevole era la quasi costanza di V, estesa anche fino ai bordi lontani della galassia, dove viene emessa molta poca luce. Se la luminosità era una indicazione della massa, allora la maggior parte della massa era raggruppata vicino al centro galattico, e ci si attendeva che le velocità in queste regioni esterne decrescessero in accordo con la legge di Keplero. Invece non era così. Osservazioni radio (su una frequenza a microonde dell'idrogeno) in seguito confermarono la piattezza anche a distanze più grandi.    Dopo di allora sono state studiate le curve di rotazione di molte altre galassie (con telescopi più potenti, con rivelatori elettronici di luce molto più sensibili) e le curve di rotazione piatte sono state la regola generale. Anche nella nostra stessa galassia, dove devono essere usati metodi differenti (sempre basati sull'effetto Doppler), le curve di rotazione misurate sono risultate piatte. Dall'espressione: V2   =   G M/ r sembra conseguire che la massa M all'interno della galassia aumenti in proporzione alla distanza r dal centro, anche nelle deboli regioni vicine ai bordi, dove viene emessa pochissima luce stellare. La materia oscura Per quale via si va dove abita la luce e dove hanno dimora le tenebre ?                                                 Libro di Giobbe, cap. 38, v. 19    Che cos'è che contribuisce a questa massa? Nessuno lo sa per certo. In linea di principio, vi potrebbero essere delle stelle oscure, ormai spente, ma sarebbe davvero un universo molto strano, se le stelle spente si affollassero ai bordi delle galassie, non accompagnate da quelle stelle accese, brillanti, come quelle nel centro galattico. In effetti, non esiste ancora una spiegazione convincente. Fritz Zwicky aveva già suggerito alla fine degli anni '30 del 1900 che una parte apprezzabile della massa dell'universo fosse invisibile, per spiegare i raggruppamenti di galassie da lui osservati. Le galassie non sembravano avere una massa sufficiente per avere una forza di gravità tale da tenere insieme questi gruppi di galassie.    Molti astronomi oggi ritengono che la massa della "materia oscura" invisibile sopravanzi tutti gli altri tipi di materia dell'universo, e che la sua attrazione sia la principale causa dell'esistenza delle galassie. In quest'ottica, la materia oscura si sarebbe raggruppata assai presto nella storia dell'universo, e la materia ordinaria - che ha formato le galassie - l'ha seguita successivamente nei "buchi" gravitazionali formati da questa materia oscura. La rotazione delle galassie indica che la materia oscura è ancora presente, ed è quella che principalmente tiene insieme le galassie. Per maggiori dettagli su questo argomento si può leggere il libro (in inglese) di John Gribbin "Origins of the Future" ("Origine del futuro"). MOND    Vale la pena menzionare qui una possibile scappatoia che potrebbe spiegare le curve di rotazione delle galassie. Potrebbe essere che la diminuzione newtoniana della gravità con la distanza non segua esattamente la legge dell'inverso del quadrato ma, a distanze molto grandi, diciamo 10·000 anni luce o più, la gravità sia leggermente più forte di quanto non preveda la legge di Newton. Una leggera deviazione dalla legge dell'inverso del quadrato ("Modified Newtonian Gravity", "Gravità Newtoniana Modificata" o MOND per brevità) spiegherebbe allora le discrepanze osservate.    Quasi tutti gli astrofisici rifiutano l'ipotesi del "MOND" per la sua incompatibilità con la relatività generale, ma recentemente sono stati proposti dei modi per superare il problema. Si può vedere in proposito "Seeing Through Dark Matter" ("Vedere attraverso la materia oscura") di Stacy McGaugh, "Science" 317, p. 607-8, 3 Agosto 2007). Purtroppo, anche se il MOND venisse accettato, rimarrebbe ancora la necessità di spiegare come la materia oscura provochi il raggruppamento delle galassie, osservato per la prima volta da Fritz Zwicky negli anni '30 del XX secolo. Una discrepanza osservata recentemente sugli effetti della fionda planetaria sulle sonde spaziali potrebbe aiutare a risolvere la questione.

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Autore e Curatore:   Dr. David P. Stern
     Ci si può rivolgere al Dr. Stern per posta elettronica (in inglese, per favore!):
     stargaze("chiocciola")phy6.org

Traduzione in lingua italiana di Giuliano Pinto

Aggiornato al 25 Agosto 2009