Gli astronomi puntano i loro telescopi verso i confini osservabili dell’Universo, a ridosso della cosiddetta Era Oscura, cercando di carpire la luce delle prime stelle e galassie. Tale epoca cosmica è nota solo a grandi linee e molto resta da scoprire di tale fase cruciale. Se conoscere il giovane Universo è fondamentale, anche molte cose riguardanti il nostro vicinato cosmico sono tutt’altro che comprese. Anzi, solo di recente è iniziato a delinearsi un quadro di quanto sia avvenuto nella storia nel nostro Gruppo Locale.
Un gruppo dinamico
Il Gruppo Locale annovera tre galassie maggiori, tra cui la nostra, alcune di massa intermedia e tante galassie nane satelliti il cui censo è incompleto. Sinora, il Gruppo Locale conta circa 150 membri e gli specialisti concordano che manchino all’appello centinaia di sistemi ultradeboli e “oscuri”, previsti dal modello Lambda-Cold Dark Matter. Secondo tale modello, le galassie maggiori si sono accresciute alle spese di quelle più piccole, distrutte dalle forze mareali e assorbite. Grazie all’archeologia galattica – disciplina che studia i processi occorsi nella formazione della Via Lattea e per estensione di tutte le galassie – stiamo scoprendo come i sistemi maggiori del Gruppo Locale si siano evoluti, identificando gli eventi principali che hanno contribuito alla loro accrezione.
Tracce cinematiche e chimiche
Le tracce di tali eventi sono riconoscibili nella cinematica e chimica delle stelle. Cosa tutt’altro che facile poiché possiamo avere informazioni dettagliate soltanto per le stelle della nostra Galassia. Già a pochi milioni di anni luce, come per Andromeda (M31) e Triangulum (M33), tali dati sono più imprecisi a causa della distanza. E siamo appena dietro l’angolo rispetto alle dimensioni smisurate dell’Universo osservabile!
Per ottenere informazioni sulle galassie più distanti, gli specialisti devono quindi affidarsi ad altri metodi o incrociare dati differenti. Le periferie delle galassie, nello specifico, svolgono un ruolo cruciale per comprenderne la formazione ed evoluzione, essendo influenzate dalle interazioni con l’ambiente vicino. L’accumulo di gas dalla rete cosmica e gli incontri tra galassie possono avere, infatti, un impatto sui tassi di formazione stellare, sulla crescita e morfologia. Osservare questi processi a grandi distanze è difficile, perciò le galassie del Gruppo Locale sono un laboratorio unico per indagarli nel dettaglio. Le nubi di gas nella periferia di M31 e M33 possono perciò indicare accrescimento di gas o la presenza di controparti di materia ordinaria in “satelliti oscuri” (piccoli aloni di materia oscura), risolvendo potenzialmente il cosiddetto “problema dei satelliti mancanti”.
Vicina poco conosciuta
Delle tre galassie maggiori del Gruppo Locale, M33 è quella con il passato più incerto. In particolare, il suo disco esterno mostra segni di recenti interazioni o di un lento accrescimento di gas e materia oscura, con deformazioni nell’alone e distribuzioni non isotrope dei potenziali satelliti oscuri. Quelle deformazioni suggeriscono incontri ravvicinati tra M33 e M31, ma la cosa è tutta da verificare. Studi recenti che utilizzano dati di movimento trasversale, infatti, suggeriscono differenti scenari dipendenti dalle masse in gioco.
La determinazione delle masse è fondamentale per comprendere le traiettorie durante gli incontri. Allo scopo sono essenziali misurazioni accurate delle curve di rotazione e del movimento dei satelliti. Analisi recenti hanno migliorato la stima della massa di M33, quindi ammettono un esame a ritroso delle traiettorie nel Gruppo Locale.
Passaggi ravvicinati alla prova
Uno studio proposto ad Astronomy & Astrophysics, con autori Edvige Corbelli (INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri) e Andreas Burkert (Ludwig-Maximilians-Universität München), indaga se la deformazione del disco osservata e la distribuzione dei satelliti attorno a M33 possa essere attribuita a un passaggio ravvicinato attorno a M31.
M33 è una spirale flocculante nana a bassa luminosità, con due bracci deboli e un ricco mezzo interstellare esteso sino a circa 7 kpc. Il disco di idrogeno neutro (HI) di M33 è tre volte più esteso del disco stellare ed è deformato. Il disco esterno di M33 contiene stelle di età diverse, indicative di eventi passati di formazione stellare. Le nubi di gas invece potrebbero essere attribuite all’accrescimento di gas o essere la controparte barionica dei satelliti oscuri.
Queste informazioni sono le basi per approfondire le dinamiche e le interazioni interne al Gruppo Locale, facendo luce sulle traiettorie passate e i fattori che ne influenzano massa, movimento e morfologia.
Masse e distanze
La determinazione delle masse delle singole galassie implica l’analisi della curva di rotazione, il movimento dei satelliti, la tempistica e simulazioni numeriche della formazione di strutture. La massa totale di M31 e M33 è stata recentemente determinata utilizzando l’analisi dinamica delle loro curve di rotazione tracciate tramite immagini ad alta risoluzione nella riga a 21 cm dell’idrogeno neutro. Tali informazioni possono essere messe alla prova con le simulazioni N-corpi esplorando diversi modelli di massa e osservare le traiettorie a ritroso e nel futuro.
Misurazioni corrette del moto di M33 e M31 sono state ottenute tramite maser, satelliti, stelle registrate nei campi di Hubble e Gaia. Il moto è poi determinato rispetto al baricentro del Gruppo Locale o centro MW, tenendo conto del movimento del Sole, contemplando il campo gravitazionale della materia ordinaria e degli aloni di materia oscura. Lo studio si è concentrato sul possibile incontro con M31 e se le deformazioni osservate fossero compatibili con tale scenario integrando le orbite delle tre spirali del Gruppo Locale negli ultimi 9,2 miliardi di anni, rivelando due soluzioni orbitali rilevanti.
Possibili scenari
Uno scenario suggerisce che M33 e M31 si stiano adesso avvicinando per la prima volta, mentre l’altro indica che M33 abbia già avuto un passaggio del pericentro a meno di 100 kpc circa 3 miliardi di anni fa. La probabilità di quest’ultimo è stimata tra l’11% e il 27%, in base agli intervalli di massa considerati e la loro distribuzione. Lo studio esplora anche come le variazioni delle distanze e delle velocità influenzino la probabilità di un passaggio ravvicinato nel passato, dimostrando come alcuni valori lo favoriscano. Lo studio ha esplorato varie condizioni e scenari iniziali, suggerendo che i disturbi del disco esterno derivanti da un incontro sarebbero lievi a causa della grande distanza del pericentro.
Nelle simulazioni sono state cercate verosimiglianze strutturali con l’aspetto reale di M33 e la distribuzione asimmetrica dei satelliti oscuri. I risultati indicano che la bassa probabilità di un passaggio del pericentro di M33 attorno a M31 rende improbabile che la deformazione del disco osservata sia riconducibile a tale scenario.
Passaggio ravvicinato improbabile
Inoltre, lo studio esplora la distribuzione dei “satelliti gassosi” attorno a M33 come traccianti di quelli oscuri. In particolare è indagata la possibilità se un passaggio ravvicinato potesse distorcerne la distribuzione spaziale. Lo studio reputa improbabile che la distribuzione distorta dei satelliti nella periferia di M33 derivi esclusivamente da un incontro ravvicinato.
Lo scenario più probabile coinvolge quindi un lento accrescimento di gas dai filamenti della rete cosmica per spiegare le deformazioni osservate. Gli autori rilevano l’importanza di esplorare prove osservative della presenza di satelliti a bassa luminosità, grazie ai quali la dinamica e l’evoluzione delle galassie del Gruppo Locale sarebbe più chiara.
