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Le galassie fatte a barra ASTROFISICA Le galassie fatte a barra Quali meccanismi plasmano questi sistemi stellari? LE galassie a forma di barra presentano alcuni degli aspetti più complessi nella famiglia delle galassie a spirale. Una delle prime osservazioni delle forme barrato risale a colloghi di Parsons (Duca di Rosso) cho usavano un riflelloro da 1,8 metri al Castello di Birr, in Irlanda. Osservazioni falle nel 1858 e 1867 rivelarono la barra e una parte dell'anello interno di Ngc 4725. Si disse, all'epoca, che questo oggetto aveva l'aspetto dell'ancora di una nave. La prima ricognizio�ne fotografica di galassie spirali barrale, considerale come clas�se a sé stante, fu eseguita da Curtis nel 1918. Hubble nel 1926 coniò il termine di «galas�sie barrale» e sugger�il simbolo SU. Considerò inoltre cho que�sto galassie potevano ossero poste in una sequenza analoga a quella già proposta per le galassie a disco non barrate, identificando vari sotlotìpi. Kormondy ( 1979) sugger�che lo galassie potessero essere sud�diviso in un piccolo numero di blocchi costitutivi distinti; alcu�ni di possono formarsi separatatnonle, indipendontemonte dal resto della galassia, mentre al�tri possono formarsi dalla com�ponente primaria attraverso in�terazioni intorno. Lo componen�ti primarie sono barre, sferoidi e dischi. Le altre componenti includono lenti, caraltorisliche strutturo a forma ellittica, a metà tra uno sferoide e un disco, o anelli interni ed ostorni. Circa il 54^. delle SHOSJia han�no lenti, mentre tra le SBab-SBc il 76'M. ha anelli interni. Dunque lo lenti e gli anelli intorni sono caraneristiche mollo importan�ti delle galassie barralo. Il valo�re dello studio di Kormondy sia nell'aver l'ornilo dogli opprofondiinenti nella struttura dello galassie barrato che la classifi�cazione morfologica tradiziona�le non forniva. Una delle primo indicazioni che i nuclei di spirali barrate ospitino strutture diverso da quello non barrale fu fornita da Serale e Pastoriza (1965, 1967), con un elenco di galassie spirali aventi peculiari slrullure nucle�ari brillanti, sposso chiamato complessi «hot spot». Tutte que�ste galassie furono classificale SBoSAH. Con l'avvento dell'astrono�mia infrarossa le barrato assun�sero una nuova rilevanza. Il satollilo Iras forn�informazioni sullo proprietà del medio e lon�tano IR ili galassio di lutti i tipi. Si notò elio i sistemi barrali avevano più alla omissione tra i 60 o 100 milliniicron. Poiché ora nolo cho l'eccesso di infra�rosso è un indice di più elevala attività di formazione stolloro si asser�che la presenza d�una barro è fortomonle associala (e causa dì) acconluula formazio�ne stolloro in sìslomi non interagenti. Il satollile Iso, dotalo di strumenti por ottenere immagi�ni o spelln nel medio e lonlano infrarosso, ha offerto hi urando opportunità di studiare il moz�zo interstellare nella nostra ga�lassia e in galassie esterno e la sua intoraziuno dinamica con l'ambiente circostanto. U�osser�vazioni di questo satellite su galassie barrato ha pennesso di distiiumoro il contributo sj^cifico delle diverse componenti di polvere che contribuiscono al�l'emissione noli'infrarosso e ri�conoscere in quali regioni delle galassie si localizzino. In particolare, le osservazio�ni fotometriche di Iso hanno Sermesso di risalire alla distriuzione delle polveri calde, tipi�camente concentrate nello zone di recente e più attiva formazio�ne stellare, distinguondule da quelle più fredde entro la galas�sia in esame. E' stato quindi possibile ottenere una stima più precisa dell'emissione di regioni specifiche ed esaminare il peso relativo delle diverso componenti di polvere. Si pensa che le barre nelle galassie a disco si siano formate attraverso un tipo di instabilità cho riguarda generalmente i dischi con supporto rotaziona�le, E in un corto senso il proble�ma della formazione delle barre nei dischi dovrebbe essere sosti�tuito dal problema opposto: cioè perché alcune galassie rie�scono a evitare questa instabili�tà e non formano barre. Oslriker e Peobles individuaro�no un parametro critico (para�metro OP) al di sotto del quale i sistemi erano stabili contro l'in�stabilità di barra. Il parametro è dato dal rapporto tra l'energia cinetica di rotazione della galas�sia e l'energia potenziale della galassia slessa. Il valore soglia por l'instabilità ò 0,14, Oslriker e Peebles furono i primi a sottolineare l'importan�za di questa instabilità per la nostra stessa galassia. Nei din�torni del Sole infatti le velocità delle stelle che dominano la distribuzione di massa è dell'or�dine di 60 chilometri al secon�do, mentre la velocità di rotazio�ne è di 220 chilometri al secon�do. Se questi valori sono consi�derati grossolanamente costan�ti su tutto il disco otteniamo un parametro OP al di sopra della soglia di stabilità! Essi furono quindi i primi a proporre che per stabilizzare la nostra Via Lattea si dovesse supporre la presenza di una . componente «invisibile» avente un basso parametro OP, possibilmente dotala di massa maggiore di quella dello stesso disco. E fu questa una delle prime «richie�ste» della presenza della mate�ria oscura. Molte domande fondamenta�li rimangono irrisolte: quando e come si sono formate le barre che osserviamo e come evolvo�no nel tempo? E' di particolare importanza chiarire il processo dominante nella formazione delle barre tra i due possibili meccanismi: for�mazione spontanea dovuta alla instabilità dinamica globale op�pure induzione marcale esterna dovuta a incontri ravvicinati. Le simulazioni numeriche più recenti e raffinate, che tengono conto anche della presenza di gas aU'inlemo dei sistemi simu�lati, suggeriscono il seguente scenario: le galassie barrale dei tipi più avanzati sono il risulta�lo di instabilità all'interno di dischi, mentre le barrate di tipo meno avanzalo sono formate da interazione marcale. Questo scenario è supportalo da molli argomenti indipenden�ti. Uno è questo: le osservazioni mostrano che le galassie a disco più avanzale sono più spesso in regioni a bassa densità, mentre le galassie a disco meno avanza�te tendono a trovarsi in regioni più affollale. AnnaCurir Osservatorio di Torino Le osservazioni compiute nell'infrarosso con i satelliti Iras e Iso hanno chiarito la genesi di alcune strutture galattiche . " ■' . ' t . -■■■ — ■ i ■ ■ ' ■ ■''.'■' • ■ /gg^ ^aaa^ -So , Sb ' Sc . t|P ^1 iP (iSS^ 4^' y/-/ Golassieospiralo ■ eo. . VE3 .< E7-' :;:;:;K; 'sbo, X Evoluzione delle galassie ellittiche W . ' ^ . . ; ■ X\ SBa SBb SBc. 1 Lo-iigle coirispoiidono ai divcrsi siodi evolutr/i Galossie a spirole barrate . Una tipica galassia a spirale barrata. Sopra il titolo, il primo schema evolutivo delle galassie, Immaginato da Edwin Hubble