Cinematica e dinamica della galassia ESO 358-60

In questo lavoro, ora accettato per la pubblicazione su The Astrophysical Journal, abbiamo analizzato le mappe di velocità dell’idrogeno neutro (HI) della galassia ESO 358-60, ottenute a partire dalle misure della velocità lungo la linea di vista. In queste mappe, i colori rosso e blu indicano rispettivamente le regioni in cui il gas si allontana da noi o si avvicina a noi. A primo ordine, questo schema può essere interpretato come la proiezione di un disco in rotazione sul piano del cielo. Il disco è inclinato rispetto alla linea di vista e la sua rotazione produce il gradiente di velocità osservato. Misurando la componente della velocità lungo la linea di vista su tutto il disco, possiamo ricostruire la struttura cinematica della galassia.

A partire da questa mappa e utilizzando il Velocity Ring Model, una tecnica che abbiamo introdotto alcuni anni fa (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023MNRAS.524.1560S/abstract), abbiamo ricostruito la mappa della componente trasversale della velocità

e della componente radiale della velocità.

L’informazione principale che emerge da queste mappe di velocità è che la regione centrale della galassia appare prossima a una condizione di equilibrio dinamico, con la materia che ruota in modo coerente attorno al centro galattico. Al contrario, le regioni esterne mostrano gradienti di velocità significativi e asimmetrie, suggerendo la presenza di fenomeni fuori equilibrio, probabilmente indotti da interazioni mareali o da effetti ambientali.

Per questa ragione, concentriamo la nostra analisi sulla regione centrale e adattiamo la curva di rotazione osservata utilizzando due modelli alternativi di distribuzione di massa: il modello standard di alone di materia oscura e il modello di disco di materia oscura. Nel modello di alone, il disco stellare e gassoso in equilibrio rotazionale è immerso in un alone sferico di materia oscura, il cui supporto è dovuto a una dispersione di velocità isotropa e che, per costruzione, non partecipa alla rotazione del disco. Nel modello di disco di materia oscura, invece, si assume l’esistenza di una componente aggiuntiva di massa distribuita nel disco stesso, con una distribuzione spaziale simile a quella dell’idrogeno neutro. Questa componente non è direttamente osservabile nella radiazione elettromagnetica; una possibile interpretazione è che sia costituita da nubi molto fredde di idrogeno neutro che emettono in modo trascurabile.

Dal punto di vista statistico, la differenza principale tra i due modelli riguarda il numero di parametri liberi. Il modello di disco di materia oscura (DMD) prevede un solo parametro libero, mentre il modello standard di alone ne richiede due. Nonostante la maggiore semplicità, il modello DMD fornisce un adattamento statisticamente migliore della curva di rotazione osservata, riproducendo i dati in modo più accurato.

Inoltre, la massa totale inferita nel modello DMD risulta circa un ordine di grandezza inferiore rispetto a quella richiesta dal modello con alone sferico. Questa differenza non è soltanto statisticamente significativa, ma anche fisicamente rilevante, poiché implica interpretazioni dinamiche sostanzialmente diverse della distribuzione di massa della galassia.

In sintesi, il modello di disco di materia oscura richiede meno massa oscura e propone una configurazione più semplice, in cui tutta la materia partecipa alla rotazione del disco.