Dal punto di vista cinematico, ossia della distribuzione
dei moti delle stelle che le compongono, le galassie early-type
sono sistemi in cui sembrano predominare i moti disordinati
per cui vengono usualmente definiti sistemi caldi, dall'analogia
con i gas, per distinguerli dai sistemi freddi rappresentati
dalle galassie a spirale (dette pure a disco), in cui, al
contrario, predominano i moti ordinati di rotazione.
Distribuzione dei moti
all'interno delle galassie. Nelle galassie a spirale o disco
(a sinistra), dominano i moti ordinati di rotazione intorno
ad un asse perpendicolare al disco su cui la maggior parte
delle stelle è distribuita. Nelle galassie early-type
(a destra), le stelle sono distribuite su orbite di forme
ed inclinazioni diverse, da cui ne scaturisce una distribuzione
caotica dei moti che è responsabile sia della cinematica
che della morfologia (sferoidi oblati, prolati o triassiali)
di questi sistemi.
Curva di rotazione
di NGC 2403 modellata con una
componente di disco
più un alone oscuro
La quantità che misura i moti ordinati
è la curva di velocità di rotazione, che per
le galassie a disco è una buona approssimazione di
come variano i moti circolari sul piano equatoriale al crescere
della distanza dal centro.
Anche le galassie ellittiche ruotano, ossia
hanno una componente ordinata nei moti, ma questa è
generalmente di gran lunga inferiore alla dispersione di velocità,
ossia quella quantità che misura i moti disordinati
(anche se ci sono casi in cui la componente di rotazione è
maggiore della dispersione).
Cinematica di NGC 3115
(Capaccioli et al. 1993). A sinistra la curva di rotazione,
a destra la curva di dispersione delle velocità. Si
vede che la curva di rotazione si appiattisce a circa 250
km/s oltre i 30 arcsecs, un valore circa doppio rispetto a
quello della dispersione di velocità alle stesse distanze
dal centro.
Per capire il
significato fisico della dispersione delle velocità
basti pensare che i moti caotici, in quanto tali, non hanno
una direzione privilegiata. In ogni punto della galassia,
ci sono approssimativamente lo stesso numero di stelle che
si muovono verso l'osservatore ed in direzione opposta (lungo
la linea di vista dell'osservatore) rispetto ad una velocità
locale media che ne rappresenta il moto rotatorio d'insieme.
La composizione di questi moti genera una distribuzione quasi-gaussiana,
il cui allargamento è una misura della dispersione
delle velocità.
L'informazione cinematica è di primaria
importanza nelle galassie perché consente una stima
della quantità di materia. Se si trascurano i moti
disordinati nelle galassie a disco e i moti ordinati (rotazione)
nelle galassie ellittiche, la massa inclusa entro un certo
raggio r, M(r), può essere con buona approssimazione
calcolata con la formula (dal teorema del Viriale)
M(r) = k r v2/ G
Dove G è la costante di gravitazione
universale, v rappresenta la velocità di rotazione
o la dispersione di velocità all'occorrenza, mentre
k è una costante opportuna che collega le quantità
osservate con la teoria dell'equilibrio dei sistemi stellari.
Il fatto che in molte galassie la velocità
di rotazione e la dispersione di velocità si mantengano
costanti a grande distanza dal centro significa che la massa
delle galassie cresce con la distanza dal centro in maniera
proporzionale al raggio, ben oltre le regioni occupate dalle
stelle. Questo ha suggerito che intorno alle galassie debba
esistere una componente di materia non visibile, ossia che
non emette alcun tipo di radiazione che, per tale motivo,
è detta Materia Oscura.
Le potenti righe di emissione delle PNe,
consentono di identificare questi oggetti nelle regioni esterne
delle galassie ellittiche, dove la luce emessa nello spettro
continuo della componente stellare è troppo debole
per essere rivelata. A queste distanze è impossibile
effettuare misure di velocità con tecniche di luce
integrata.
La misura dello spostamento Doppler delle righe di emissione
delle PNe consente di misurarne le velocità radiali,
ossia la componente di velocità lungo la linea di vista.
Dalle velocità radiali delle PNe si possono ottenere
informazioni cinematiche delle regioni in cui queste sono
localizzate (cioè esse funzionano da traccianti cinematici).
I campi di velocità
radiali di un campione di PNe nelle galassie NGC 1316 (a sinistra)
ed NGC 5128 (a destra). Come si vede le Pne, rappresentate
con simboli diversi (quadrati, croci o cerchi) di dimensioni
proporzionali alle loro velocità, si estendono ben
oltre un raggio efficace (Re , raggio che contiene metà
della luminosità totale della galassia), che è
la distanza tipica entro quale è possibile ottenere
le misure della cinematica delle ellittiche utilizzando la
spettroscopia long-slit.
Studio della dinamica
di NGC1316 con circa 40 PNe. A sinistra, la curva di rotazione
e il profilo di dispersione della velocità delle PNe
(quadrati) è simile a quella della componente stellare
delle regioni interne (cerchi). L'analisi dinamica ha evidenziato
un rapporto M/L crescente con il raggio (in basso a destra).
Siccome le PNe sono distribuite nelle galassie
nello stesso modo delle altre stelle, queste devono condividere
le stesse proprietà cinematiche e dinamiche, o detto
in altro modo, esse permettono di estendere le misure di cinematica
stellare fino a grandi distanze dal centro delle galassie, analogamente
a quanto consentono di fare i dischi
gassosi intorno alle galassie a spirale.
Questa classe di indicatori cinematici è
molto promettente perché, da modelli teorici, ci si
aspetta che queste siano abbondanti nelle galassie.
A causa dei problemi osservativi, che in ogni caso sussistono,
si riesce ad osservare solo una percentuale modesta di PNe
rispetto al numero effettivamente presente. Infatti, data
la grande distanza cui sono poste le galassie ellittiche giganti
i flussi della riga [OIII] possono, per taluni oggetti, essere
troppo deboli per risultare risolvibili.
Anche con questi
campioni statistici così piccoli, è stato
possibile ottenere importanti informazioni sulla dinamica
e sulla distribuzione di massa di alcune galassie ellittiche