Gaia conferma: la Via Lattea è barrata (ma non troppo)

La nostra galassia, si sa, è una spirale barrata; questo vuol dire che, se potessimo ammirarla dall’esterno, esibirebbe nella zona centrale una concentrazione di materia allungata anziché a simmetria sferica; questa sbarra poi si trasforma in una struttura con più bracci a spirale nelle regioni periferiche, come visualizzato nell’immagine qui sopra. I dettagli della struttura sono tuttavia ancora controversi e, in particolare, studi recenti sulle regioni interne del disco, basati su misure fotometriche, spettroscopiche e sulla dinamica delle nubi di gas, sembravano suggerire la presenza di una struttura barrata più estesa di quanto si pensasse in precedenza, con raggio di 20000 anni luce invece di 13000 (dunque oltre metà strada tra il centro galattico e il Sole) e che ruota più lentamente di quanto si pensasse in precedenza.

Adesso però, usando i dati sul moto proprio e la parallasse di stelle situate poco più lontane del Sole dal centro della Via Lattea provenienti dal nuovo catalogo TGAS/Gaia DR1 (pubblicato lo scorso Settembre e di si è parlato QUI) e combinando questi dati con le informazioni spettroscopiche della survey cinese LAMOST, un gruppo di ricercatori francesi, svedesi, inglesi e canadesi (con il primo firmatario che ha un nome di chiara origine italiana, Giacomo Monari) ha ottenuto indicazioni dinamiche sulla presenza di questa sbarra e ha mostrato come essa ruoti a un ritmo piuttosto sostenuto, segno che tale struttura non può essere molto estesa in lunghezza.

Il metodo utilizzato dal team è ingegnoso e affascinante: la rotazione della barra centrale, con la sua distribuzione di massa asimmetrica, influisce sul movimento delle stelle che orbitano nelle regioni periferiche, nei pressi del Sole. In particolare, il movimento radiale di queste stelle (ovvero le oscillazioni nella loro distanza dal centro galattico) può avere la stessa frequenza del periodo di rotazione della barra. In tal caso si parla di una “risonanza” e quindi di una sollecitazione periodica che finisce per modificare l’orbita di queste stelle, esattamente come avviene nel sistema solare dove, all’interno della fascia degli asteroidi, si creano delle regioni di svuotamento che corrispondono a periodi di rivoluzione che sono multipli di quello di Giove.

Nella figura qui sotto è mostrato appunto l’effetto di una simile risonanza sulla popolazione di stelle che si muovono nei pressi del Sole o poco oltre. Sulle ascisse abbiamo la distanza R dal centro galattico, espressa in migliaia di parsec (1 kpc=3260 anni luce); convenzionalmente, il Sole ha R=8.3 kpc. Sulle ordinate, invece, è riportata la componente azimutale della velocità di tali stelle, ovvero perpendicolare alla linea che le congiunge al centro galattico; potremmo chiamarla anche velocità tangenziale e, nei pressi del Sole, vale circa 230 km/s. I colori indicano il numero di stelle che cadono in quella particolare area (bin); la scala è riportata in alto e i colori bianco/giallo corrispondono alla massima densità. E’ importante notare che qui sono state selezionate solo le stelle con la componente di velocità radiale positiva ovvero quelle che si stanno attualmente allontanando dal centro galattico, per effetto delle suddette oscillazioni.

La “firma” della risonanza con la barra galattica è chiaramente visibile come una regione bluastra di svuotamento, leggermente inclinata, esattamente come prevedono i modelli teorici. Le tre curve (quella continua e le due tratteggiate) infatti riflettono le i confini teorici tra le due regioni di stelle a bassa e alta velocità, secondo tre diversi modelli sulla curva di rotazione galattica, compatibili con una rotazione rapida della barra centrale, 54 km s-1 kpc-1 e con una frequenza di rotazione non più alta di 1,8 volte quella del Sole attorno al centro galattico (dunque un periodo inferiore a 140 milioni di anni).

Di seguito, l’Abstract dell’ articolo accettato dal Monthly Notices per la Royal Astronomical Society (MNRAS).

Abstract

The length and pattern speed of the Milky Way bar are still controversial. Photometric and spectroscopic surveys of the inner Galaxy, as well as gas kinematics, favour a long and slowly rotating bar, with corotation around a Galactocentric radius of 6 kpc. On the other hand, the existence of the Hercules stream in local velocity space favours a short and fast bar with corotation around 4 kpc. This follows from the fact that the Hercules stream looks like a typical signature of the outer Lindblad resonance of the bar. As we showed recently, reconciling this local stream with a slow bar would need to find a yet unknown alternative explanation, based, for instance, on the effect of spiral arms. Here, by combining the TGAS catalogue of the Gaia DR1 with LAMOST radial velocities, we show that the position of Hercules in velocity space as a function of radius in the outer Galaxy indeed varies exactly as predicted by fast bar models with a pattern speed no less than 1.8 times the circular frequency at the Sun’s position.

Articolo originale QUI.

Ringrazio per la preziosa collaborazione corrado973.