L'ossido di carbonio. nella Galassia. LE SCIENZE SCIENTIFIC XMERICAN

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1 LE SCIENZE SCIENTIFIC XMERICAN numer 131 lugli 1979 ann vlume xxift L'ssid di carbni nella Galassia Raditelescpi sintnizzati sulla lunghezza d'nda tipica dell'ssid di carbni rivelan la presenza di un grande anell di nubi fredde di stelle in frmazine nelle regini interne nn visibili della Via Lattea di M. A. Grdn e W. B. Burtn I' 'esplrazine della nstra galassia, la Via Lattea, rappresenta per l'ai strnmia un'avventura relativamente recente. Il prblema da affrntare era analg a quell dell'incapacità di vedere la fresta perché era nascsta dagli alberi. Infatti, nn si riusciva a percepire visualmente la struttura a larga scala della Galassia, perché era nascsta da due delle sue cmpnenti principali: le nubi di gas e di plvere. L'avvent della radiastrnmia circa 40 anni fa cnsentì di aggirare l'stacl. Le nde radi, che sn emesse da atmi e mlecle dappertutt nella Galassia, penetran nelle nubi interstellari mlt più prfndamente delle nde luminse csì che i radiastrnmi pssn ricstruire la tpgrafia degli aspetti strutturali invisibili della Galassia. Finra la lunghezza d'nda radi più usata a quest scp è stata quella del segnale a 21 centimetri emess dall'idrgen atmic (H). Ni descriverem qui i risultati della fase più recente di questa esplrazine, che si basa in gran parte sulle nde radi mlt più crte emesse dalle mlecle di ssid di carbni (CO) presenti nell spazi interstellare. L'immagine della Galassia frnita dalle mlecle di ssid di carbni è mlt diversa da quella dedtta dagli atmi di idrgen. E da pc più di cinquantanni che tutti gli astrnmi cncrdan sul fatt che la Via Lattea nn è che un degli innumerevli sistemi stellari, ssia le galassie, alcuni dei quali cntengn fin a 300 miliardi di stelle. Il ricnsciment di quest fatt fu una dura cnquista, ttenuta dp quasi due secli di sservazini e di discussini. I telescpi più grandi del XIX secl ptevan già rislvere chiazze di aspett nebulare in single stelle, ma le dimensini e le distanze di queste assciazini nebulari restavan ggett di discussine. Alcuni astrnmi ritenevan che la nstra galassia fsse l'unica, che cstituisse l'inter univers, e che le assciazini stellari che si sservavan attrn a essa nn fsser altr che zne piccle e relativamente vicine di frmazine stellare attiva. Altri, però, cncrdavan cn l'iptesi suggerita inizialmente da Immanuel Kant nel 1755: alcune nebulse sn «universi isla» enrmemente distanti e cn dimensini e cstituzine paragnabili a quelle della Via Lattea. T l prblema fu rislt sperimentalmente subit dp la scperta che certe stelle variabili cn pulsazini reglari, le Cefeidi, ptevan essere buni indicatri di distanze astrnmiche. Nel 1925 Edwin P. Hubble annunciò l'sservazine di stelle Cefeidi in Messier 31, la Grande Nebulsa di Andrmeda. La relazine caratteristica tra la luminsità assluta e il perid di pulsazine di queste stelle variabili mstrò al di là di gni dubbi che questi ggetti nebulari sn effettivamente mlt lntani e che pertant devn essere cnsiderati cme galassie. Dp che si ricnbbe l'esistenza degli universi isla di Kant, iniziò l studi delle single galassie, tra cui la nstra. Si sservò che le galassie cntenenti grandi quantità di gas e plvere ltre alle stelle spess sn dtate di una struttura a spirale. Hubble sviluppò un schema di classificazine in cui le galassie a spirale sn rdinate sequenzialmente, a partire da quelle cn una struttura a spirale men sviluppata (SO) per arrivare, attravers stadi intermedi (Sa, Sb, Sc), a quelle a struttura più sviluppata (Sd). Talvlta le galassie SO sn dette «antiche» e lé Sd «recenti», ma in realtà nn si sa nulla sulla relazine, se pur c'è una relazine, tra l'evidenza della struttura a spirale duna galassia e la sua età. (La classificazidne è cmplicata dal fatt che un terz circa delle galassie a spirale presenta crne,una barra che ne attraversa le regini c4rittali. Queste galassie sn dette spirali barrate e sn chiamate SBO. SBa e csì via.) Si ptrebbe pensare che la Via Lattea sia il lug ideale per intraprendere un studi delle galassie a spirale, dat che il sistema slare si trva prpri dentr. Ma nn è csì, per la stessa ragine per cui è stat csì difficile studiarla tticamente: il disc di tutte le galassie a spirale cntiene una grande quantità di gas e di plvere (pari al 10 per cent della massa). In un aisc vist di tagli la luce stellare della Galassia è assrbita efficacemente dal gas e dalla plvere. Il fatt che il sistema slare giaccia prpri in un disc di quest tip è dimstrat da diagrammi che rappresentan la ditribuzine delle stelle visibili nella Galassia. La presenza di tutta questa quantità di gas e plvere dispsta in un disc piatt indica (per cnfrnt cn la situazine presente nelle galassie esterne) che la Via 11

2 Lattea è prbabilmente una galassia a spirale, ma l'scurament che ne deriva limita l studi ttic cnvenzinale entr un raggi di circa 6000 anni luce. Sappiam, però, che la Via Lattea ha un diametr che supera i anni luce. Cn sservazini ttiche nn si può nemmen determinare che tip di spirale sia la Via Lattea e i dettagli della sua cmpsizine e della sua struttura glbale sn ancr men accessibili. Il nuv mezz che cnsentì agli astrnmi di affrntare la Galassia fece la sua prima cmparsa nel Quell'ann, in un stess numer di «Nature», tre gruppi di ricercatri, un american, un landese e un australian, annunciarn di avere rivelat nde radi emesse dagli atmi di idrgen interstellare a una lunghezza di nda di 21 centimetri (crrispndenti a una frequenza di 1420 megahertz). Le nde radi a questa lunghezza d'nda presentan due vantaggi distinti: la lr prpagazine attravers l spazi è relativamente pc staclata dalla plvere e dal gas interstellare, e si sa che le particelle che emettn la maggir parte della radiazine a questa frequenza, ciè gli atmi di idrgen, sn tra i cmpnenti più cmuni del gas interstellare. Pertant i radiastrnmi studiand l'emissine a 21 centimetri pssn determinare la distribuzine dell'idrgen atmic interstellare fin a grandi distanze, ben al di là della regine accessibile ci telescpi ttici. Fin a pc temp fa era mlt diffusa l'pinine che la distribuzine dell'idrgen atmic nella Galassia rivelasse anche la distribuzine di altri cstituenti del gas interstellare, ma questa idea è risultata errata. T n generale le nde radi prvenienti da una particlare specie atmica sn emesse a una frequenza ben determinata, che dipende dalle caratteristiche dell'atm. Dat però che tutti gli atmi di un gas sn in mviment, l'sservatre registrerà l'nda a una frequenza un p' a OSSIGENO CARBONIO ONDA RADIO 7 Una mlecla di ssid di carbni che smette di rutare alla velcità minima cnsentita dalle leggi della meccanica quantistica emette un'nda radi cn una lunghezza d'nda di 2,6 millimetri (a). La mlecla può assrbire radiazine cn la stessa lunghezza d'nda riprendend a rutare alla stessa velcità minima (b). diversa spstata in un sens nell'altr dalla frequenza caratteristica di una quantità che dipende dal mt relativ dell'atm rispett all'sservatre. Questa prprietà, nta cme effett Dppler, fa sì che la radiazine emessa da atmi che si allntanan dall'sservatre abbia una frequenza più bassa, mentre quella prveniente da atmi in avvicinament sia a frequenze più elevate. Cnfrntand la frequenza sservata cl valre standard misurat in labratri, gli astrnmi pssn calclare la velcità degli atmi del gas rispett al telescpi. Le velcità di allntanament dal telescpi si dicn psitive, quelle di avvicinament sn dette negative. Per esplrare la Galassia il radiastrnm misura dapprima l'intensità della radiazine emessa da un atm al variare della frequenza. Il grafic risultante dell'intensità in funzine della frequenza è dett spettrgramma radi; in quest md si fa della radispettrscpia. In pratica il radiastrnm sintnizza il su ricevitre sulla frequenza standard. Pi i segnali radi in arriv sn mandati a un strument che ne misura simultaneamente le intensità a mlte frequenze diverse. Per semplificare l'interpretazine, un elabratre elettrnic cnness al ricevitre crregge autmaticamente gli spettrgramm i sttraend gli spstamenti di frequenza dvuti a velcità cnsciute, cme quelle dvute alla rtazine del telescpi attrn al centr della Terra, al mt rbitale della Terra attrn al Sle e anche al mt del Sle rispett alle stelle vicine. L'elabratre elettrnic cstruisce la scala in frequenza dell spettrgramma in base alla velcità media delle stelle in prssimità del Sle, che è un sistema di riferiment inerziale nt cme sistema di riferiment lcale («lcal standard f rest»). Di slit è difficile misurare le distanze in astrnmia. La velcità del gas che si sserva è un pssibile indicatre di distanza. Sarebbe mlt utile saper cllegare la velcità alla distanza dal sistema slare lung qualsiasi linea di vista del telescpi attravers il pian della Via Lattea. In quest md dall'intensità dell spettrgramma a una data velcità si ptrebbe dedurre la quantità di gas presente alla crrispndente distanza lung la linea di vista. A differenza, però, del prblema di trasfrmare la frequenza radi in velcità, quest prblema nn è del tutt chiarit. Occrre prima che si trvi una relazine tra velcità e distanza. La Galassia stessa ci dà un md per crrelare la velcità del gas interstellare cn la distanza dal sistema slare, cnsentendci di esplrare le regini interne della Galassia per mezz degli spettrgrammi radi. Le cse stann csì. Suppniam che la Galassia mti cme un disc rigid. Allra tutti i punti lung una linea di vista che attraversi il disc si muverann esattamente cn la stessa velcità rispett al telescpi. Nn ci sarebbe md di mettere in relazine la velcità cn la distanza. In realtà, però, la rtazine delle galassie è differenziale. In altre parle, la velcità anglare di rtazine della plvere e del gas interstellare cambia cn la distanza decrescend in md nn unifrme dal centr galattic vers l'estern. Di cnseguenza cambia anche la cmpnente della velcità del gas lung la linea di vista al variare della distanza dal sistema slare. In particlare, la velcità del gas lung la linea di vista cresce cn la distanza fin al punt in cui il raggi della Galassia è perpendiclare alla linea di vista, pi decresce. La velcità rispett al Sle diventa nulla là dve la linea di vista interseca l'rbita del Sle dalla parte ppsta della Galassia. Seguend la linea di vista ancra più in là, la velcità rispett al Sle assume valri negativi sempre più elevati. La rtazine differenziale della Galasssia è la chiave che ci cnsente di crrelare la velcità del gas espressa da una data struttura spettrale cn la distanza dal Sle. La csa nn è però tant semplice. In generale, per gni linea di vista che passa attravers la parte interna della Galassia vi sn due psizini cn la stessa velcità rispett al Sle: una prima e una dp il punt perpendiclare (ciè il punt ve il raggi della Galassia è perpendiclare alla linea di vista). Queste due psizini, però, sn ugualmente distanti dal centr della Galassia. Pertant, si può evitare l'ambiguità sulla distanza trasfrmand i dati di velcità in dati di distanza dal centr galattic anziché dal Sle. el 1965, basandsi su questa tecnica, N gruppi di ricercatri peranti in Olanda e in Australia cmbinarn i lr dati per cstruire una mappa della distribuzine dell'idrgen atmic nella Galassia (si veda l'illustrazine a pagina 16). Per realizzare la mappa dvetter determinare le distanze lung la linea di vista. L'ambiguità sulla distanza fu superata cnsiderand mlti spettrgrammi rdinati secnd «fette» perpendiclari al piatt disc galattic e cercand di seguire i dettagli strutturali passand da un spettrgramma all'altr. Si suppse che una struttura che si estende su mlte linee di vista fsse al di qua del punt perpendiclare; al cntrari, si ritenne che le strutture estese sl a pche linee di vista adiacenti fsser al di là del punt perpendiclare. La mappa csì cstruita nn rivelò la struttura galattica cn mlta chiarezza. O la nstra galassia è mlt più irreglare di quant si pensasse, ppure il metd usat per rislvere l'ambiguità sulla distanza nn era efficace. Cinnstante, quella mappa ci diede una delle prime rappresentazini della struttura glbale,dellavia Lattea. In prssimità del sistema slare le sservazini nel radi nn hann ptut asslutamente sstituire gli studi ttici. Il punt fndamentale del metd radi è la variazine della velcità cn la distanza; ma questa variazine è estremamente piccla entr 5000 anni luce dal Sle. In quest ambit le tecniche ttiche sn mlt superiri, dat che nn dipendn dalla velcità relativa. Recentemente W. E. Herbst della Wesleyan University ha esaminat tutti gli indicatri di struttura («traccianti») ttici, ggetti che cmprendn stelle givani estremamente luminse, assciazini di stelle in regini plverse e nebulse gassse. La sua mappa mstra allineamenti di stelle nelle vicinanze del Sle. Sfrtunatamente la plvere interstellare estingue efficacemente le nde luminse e, pertant, limita l'estensine di questa mappa e qualsiasi cnscenza indipendente della struttura glbale della Galassia. La riga spettrale a 21 centimetri dell'idrgen presenta alcuni difetti cme mezz per studiare la struttura della Galassia. Da una parte vi è trpp idrgen atmic nel gas interstellare per ttenere un'immagine nitida. Dall'altra, la piccla massa degli atmi di idrgen li predispne particlarmente a essere sballttati da effetti termici. L «sballttament» allarga la distribuzine in frequenza dell'emissine radi, mascherand csì il mt a larga scala della Galassia, che cstituisce la base per la determinazine delle distanze. Inltre, nelle regini in cui si frman stelle, che sn tra le zne più interessanti di una galassia, la maggir parte dell'idrgen è di slit nella frma mleclare biatmica (H2) e l'idrgen mleclare nn è rivelabile ci raditelescpi. Nnstante che le nde radi emesse dagli atmi di idrgen penetrin efficacemente nell'rizznte ricc di plvere della Galassia, la struttura galattica dedtta dalle sservazini del sl idrgen atmic sn insddisfacenti. ORBITA DEL SISTEMA SOLARE MOLECOLE DI OSSIDO DI CARBONIO L'anell di mlecle attrn al nucle della Via Lattea ccupa una regine cmpresa tra e anni luce dal centr e raggiunge la massima densità a anni luce circa dal centr (area in grigi). Per cnfrnt, il raggi dell'rbita del Sle attrn al centr galattic è di anni luce (linea tratteggiata). L strat di nubi fredde di stelle in frmazine definit dalle sservazini delle mlecle di La scperta recente di nde radi prvenienti dall'ssid di carbni interstellare ha frnit la chiave per una nuva cmprensine della Via Lattea. Ftgrafie di galassie a spirale viste perpendiclarmente al pian del disc mstran che le strutture più cspicue di queste galassie sn cstituite dalle stelle estremamente givani, dalle nebulse a emissine e dalle strisce di plvere, che delinean tutte l schema a spirale delle galassie. Queste strutture cincidn cn regini di frmazine stellare, dve le nubi di gas diventan fredde e dense e i vrtici turblenti, nel lr intern, cadn gli uni sugli altri frmand nuve stelle. Inltre, le regini di frmazine stellare sn nrmalmente sedi di mlecle e nn di idrgen atmic. Pertant, la rivelazine di segnali radi intensi e nnipresenti prdtti da una di queste mlecle, quella di ssid di carbni, cstituisce una scperta entusiasmante. Significa che ra le regini di frmazine stellare pssn essere studiate direttamente su scala galattica. I mlecla di ssid di carbni emette a il su segnale radi fndamentale ATOMI DI IDROGENO alla lunghezza d'nda mlt crta di 2,6 millimetri. Descriviam ra il prcess di emissine. La mlecla di ssid di carbni può essere immaginata cme un manubri cstituit da un atm di carbni e un di ssigen cnnessi elettricamente. (In realtà, la struttura a manubri è frmata sl dai nuclei degli atmi; gli elettrni assciati circndan il manubri cme un sciame di api.) Una mlecla di quest tip può immagazzinare energia in tre mdi: vibrazine degli atmi l'un rispett all'altr, rtazine intrn a un asse perpendiclare all'asse del manubri e variazini di dimensini della nube elettrnica. Dat però che la temperatura tipica delle nubi scure del mezz interstellare è pari sl a pchi gradi spra l zer asslut, l'energia dispnibile a essere immagazzinata è piccla. Pertant, l'attività principale di immagazzinament di energia della mlecla di ssid di carbni nelle nubi scure è limitata al men energetic dei tre meccanismi: la rtazine della mlecla intrn a un asse perpendiclare all'asse del manubri. La meccanica quantistica frnisce i dettagli del prcess. La minima quantità di energia immagazzinabile è pari all'energia acquisita dalla mlecla quand passa da un stat in cui ruta alla minima velcità cnsentita dalla meccanica quantistica; questa velcità minima risulta determinata dal mment di inerzia della mlecla di ssid di carbni rispett al su asse di rtazine. Per emettere radiazine a una lunghezza d'nda di 2,6 millimetri la mlecla smette semplicemente di rutare. Assrbend radiazine alla stessa lunghezza d'nda riprende a rutare. L'emissine l'assrbiment di energia può essere stimlata dalle cllisini cn altre particelle dalle stesse nde radi. Le nde radi prvenienti dall'ssid di carbni interstellare furn sservate per la prima vlta nel 1970 da Rbert W. ssid di carbni sembra avere un spessre di circa 300 anni luce. L'anell mleclare sta all'intern di un disc di gas interstellare mlt più grande e spess, cmpst sprattutt di atmi di idrgen. che emettn nel radi alla lunghezza d'nda caratteristica di 21 centimetri. Si pensa che il raggi ttale della Galassia sia di circa anni luce. L sfnd è la ftgrafia di una galassia simile alla nstra

3 La classificazine delle galassie a spirale segue un schema prpst riginariamente da Edwin P. Dubbie nel I diversi tipi di galassie rappresentati in quest disegn sn rdinati in base all'evidenza della lr struttura a spirale. Le prve racclte dai radiastrnmi negli ultimi 25 anni circa indican che la Via Lattea è una galassia Sb Sc. Attualmente si sta dibattend il prblema della pssibilità che la regine nucleare della nstra galassia sia men di tip barrat. Wilsn, Keith B. Jefferts e Arn Penzias dei Bel! Labratries, lavrand cl raditelescpi da 11 metri per nde crte del Natinal Radi Astrnmy Observatry (NRAO) a Kitt Peak in Arizna. Osservazini successive rivelarn che i segnali dell'ssid di carbni eran sservabili in gran parte della Galassia. Inltre, si ptevan rivelare segnali prvenienti da vari istpi, specie nucleari, differenti dell'ssid di carbni. Si trvò che il rapprt tra le intensità dei segnali emessi da due degli istpi differiva sstanzialmente dal rapprt che si sserva nrmalmente sulla Terra. O le abbndanze istpiche sn mlt diverse furi dal sistema slare, ppure c'è csì tant ssid di carbni nelle nubi galattiche che sl una piccla parte della sua energia radi può uscirne furi. La secnda è l'iptesi più prbabile. Se la radiazine emessa dalle mlecle di ssid di carbni interagisce strettamente cn i mti della nube di gas, il su studi ci darà direttamente la temperatura della nube. D'altra parte, dat che tutta la radiazine emessa da un degli istpi men abbndanti dell'ssid di carbni sfugge dalla nube, la radiazine ttale è prprzinale al numer ttale di centri emettenti nella nube. Dunque, a differenza della radiazine emessa dall'idrgen, quella emessa dagli istpi dell'ssid di carbni può essere analizzata per valutare la temperatura e la quantità del gas presente in regini lntane e invisibili della Galassia. Le galassie a spirale viste di tagli, cme quest disc di tip Sb, NGC 4565, nella cstellazine di Crna Berenices. sn caratterizzate dal frte assrbiment della luce stellare perat da nubi di plvere e assarn più di tre anni dalla scperta p dell'emissine radi dell'ssid di carbni interstellare al mment in cui se ne intrdusse l'us cme snda per determinare la struttura a larga scala della Galassia. Il ritard fu causat cmpletamente da difficltà tecniche e nn da riluttanza degli astrnmi ad accettare il metd. La frequenza crrispndente alla lunghezza d'nda di 2,6 millimetri del segnale dell'ssid di carbni è pari a 115,271 megahertz, circa 1000 vlte più elevata delle frequenze a cui peran le stazini radi cmmerciali a mdulazine di frequenza. Osservazini a questa frequenza richiedn antenne e ricevitri mlt sfisticati. L'energia ttale da misurarsi è piccla. (Tutti i segnali di rigine extraterrestre rivelati durante tutta la stria della radiastrnmia nn superan l'energia liberata dalla cenere di una sigaretta che cade da un'altezza di 25 centimetri!) Le linee di vista nel pian centrale della Via Lattea pssn attraversare un intervall di velcità maggire di 100 chilmetri al secnd, che alla frequenza dell'ssid di carbni crrispnde a più di 38 megahertz. Per separare questa emissine a larga banda da effetti di fnd strumentali ccrre un spettrmetr capace di cprire un intervall di velcità di 300 chilmetri al secnd, crrispndente a un intervall di frequenza di 115 megahertz. Inltre, il ricevitre radi deve avere di per se stess grande sensibilità e stabilità. Al mment della prima sservazine dei segnali dell'ssid di carbni la maggir parte dei radimetri per nde millimetriche eran, però, appena adeguati per rivelare emissini intense da single nubi, ben lntani dai requisiti necessari per un studi galattic. Frtunatamente i tecnici del NRAO sepper sddisfare questi requisiti. Il ricevitre attuale, che pera per questa ricerca in cnnessine cn il raditelescpi da 11 metri del NRAO a Kitt Peak, è raffreddat fin a 15 kelvin (-258 gradi centigradi) per rendere massima la sua ORBITA DEL SISTEMA SOLARE SISTEMA SOLARE LONGITUDINE GALATTICA CENTRO DELLA GALASSIA ROTAZIONE RIGIDA VETTORE VELOCITÀ COMPONENTE DELLA VELOCITA LUNGO LA LINEA DI VISTA La rtazine differenziale della Galassia è il fattre chiave per l'esplrazine della struttura galattica per mezz di nde radi. In entrambe le situazini qui rappresentate il cerchi più estern segna l'rbita del sistema slare attrn al centr della Galassia e l'area in grigi rappresenta il mviment della materia interstellare nella sua rbita durante una certa frazine di un ann galattic. Se la Galassia rutasse cme un crp rigid, cme si è suppst nel diagramma di sinistra, tutti i punti lung una linea di vista che attraversa il disc si muvgrebber esattamente cn la stessa velcità rispett al raditelescpi e, pertant, nn ci sarebbe md di crrelare la velcità alla distanza dal sistema slare. Il fatt che la Galassia ruti più velcemente nelle sue regini più interne, cme è mstrat nel diagramma di destra, implica che la sensibilità ai segnali radiastrnmici. La temperatura equivalente del rumre termic generat da quest ricevitre è di circa 200 kelvin. pressappc 100 gradi al di stt della temperatura ambiente. Il ricevitre e l spettrmetr hann una larghezza di banda di 256 megahertz, crrispndente a un intervall di velcità di 660 chilmetri al secnd alla frequenza dell'ssid di carbni. Le nstre sservazini dirette dell'ssid di carbni nel pian galattic cmprendn spettrgrammi registrati gni PUNTO PERPENDICOLARE LINEA DI VISTA gas interstellare. Questa ftgrafia è stata fatta cl telescpi da 2,1 metri del Kitt Peak Natinal Observatry. Il sistema slare dvrebbe trvarvi all'intern di un disc scurante analg di plvere e gas. 0,2 gradi d'arc a lngitudini galattiche cmprese tra 10 e 80 gradi. cui si aggiungn sservazini analghe del centr galattic cndtte da Thmas Bania, che lavrava allra al NRAO (si veda l'illustrazine a pagina 19). Spess gli spettrgrammi di quest tip sn allineati verticalmente e sn presentati in illustrazini in cui si fann crrispndere clri diversi alle varie intensità registrate. Il diagramma che si ttiene è sl un md cnveniente per guardare cntempraneamente un gran numer di spettrgrammi. ROTAZIONE DIFFERENZIALE velcità del gas lung la linea di vista cambi al variare della distanza dal telescpi. Per la particlare linea di vista scelta in quest cas la velcità rtazinale del gas cresce cn la distanza fin al punt in cui il raggib galattic è perpendiclare alla linea di vista, pi diminuisce. Questa velcità si annulla rispett alla velcità del sistema slare all'intersezine della linea di vista cn l'rbita del sistema slare dalla parte ppsta della Galassia; ancra più lntan la velcità assume valri negativi sempre più elevati. La cmpnente vettriale della velcità lung la linea di vista (frecce in clre) viene determinata misurand l spstament della lunghezza d'nda del segnale radi dal valre di labratri (cme cnseguenza dell'effett Dppler). La lngitudine galattica è misurata in gradi a partire dalla direzine del centr galattic

4 Questa rappresentazine cntiene l'infrmazine spettrscpica fndamentale da cui si deduce la distribuzine fisica del gas nella Galassia, ma nn crrispnde asslutamente a una immagine ftgrafica di una galassia esterna. L'altr diagramma dell'illustrazine rappresenta le sservazini crrispndenti della riga a 21 centimetri dell'idrgen atmic. La mappa si basa su sservazini effettuate da Gart Westerhut cn il raditelescpi da 100 metri del Max Planck Institut fiir Radiastrnmie Immagine della struttura della Via Lattea basata su un gran numer di sservazini raditelescpiche della fine degli anni cinquanta sulle nde radi di 21 centimetri emesse dagli atmi di idrgen. Questa rappresentazine è stata ttenuta cmbinand le sservazini fatte in Olanda (sprattutt da Gart Westerhut e da Maarten Schmidt) cn quelle 16 nella Germania Occidentale e da Bania cn il raditelescpi da 43 metri del NRAO a Green Bank, West Virginia. CENTRO GALATTICO LONGITUDINE GALATTICA (GRADI D'ARCO) 15 effettuate in Australia (sprattutt da Frank J. Kerr). I triangli vuti della mappa crrispndn alle zne in cui nn si può applicare la tecnica di analisi, perché la cmpnente lung la linea di vista della velcità attribuibile alla rtazine della Galassia è prssima a zer. La mappa nn riesce a rivelare una struttura a spirale ben definita nella Galassia. 30 O 'ANNI LUCE vend ben presente la gemetria della rtazine galattica, si pssn ricavare mlte infrmazini sulle nubi galattiche guardand semplicemente i dati spettrscpici ancra nn rielabrati. Le differenze più evidenti tra il diagramma dell'ssid di carbni e quell dell'idrgen sn cstituite dall'aspett estremamente «punteggiat» dei dati dell'ssid di carbni, dall'assenza di ssid carbni cn velcità negative a lngitudini galattiche maggiri di 10 gradi e dalla diminuzine graduale della quantità ttale di ssid di carbni al crescere della lngitudine. L'aspett punteggiat indica che le nde radi prvenienti dall'ssid di carbni sn emesse dal pian galattic in md nn unifrme; frse l'emissine prviene da nubi dense distinte in cui frse si stann frmand stelle. La gemetria dei mti sservati lung le linee di vista indica che le velcità negative misurate lung linee di vista che attraversan la parte interna della Galassia sn crrelate a materia che sta all'estern dell'rbita percrsa dal Sle attrn al centr della Galassia. L'assenza di emissine da parte di mlecle di ssid di carbni in mt cn velcità negative e la diminuzine dell'emissine vers lngitudini galattiche più elevate indican che l'ssid di carbni è cnfinat nelle regini interne della Via Lattea. (Questa situazine è in nett cntrast cn quella dell'idrgen atmic, in cui l'emissine intensa a velcità negative indica un'abbndanza di idrgen nelle regini esterne della Galassia.) Inltre, la ntevle carenza di emissine da ssid di carbni a velcità psitive a lngitudini minri di 20 gradi significa che le mlecle di ssid di carbni nn sn abbndanti entr anni luce circa di distanza dal centr galattic. Anche gli atmi di idrgen mstran la stessa carenza. Evidentemente nella regine centrale della Galassia scarseggia il gas interstellare sia stt frma atmica sia stt frma mleclare. Per analizzare quantitativamente i risultati delle sservazini dell'ssid di carbni si devn trasfrmare i dati di distanza dal centr galattic. In altre parle, si deve sapere cme ruta la Galassia al variare della distanza dal centr. cnscere ciè la relazine fisica nta cme la curva di rtazine galattica. Gli spettrgrammi stessi pssn frnire la curva di rtazine facend un pai di iptesi. Cme abbiam già dett, la velcità massima che si sserva lung una qualsiasi linea di vista è quella della materia che si trva al punt perpendiclare. La distanza di quel punt dal centr galattic cambia cn la lngitudine della linea di vista. Il brd destr dell spettrgramma rappresenta il gas al punt perpendiclare e la velcità in quel punt (dp la crrezine per il mt del Sle) dà la velcità di rtazine della Galassia a quella distanza dal centr della Galassia. Misurand queste velcità psitive massime in funzine della lngitudine si può determinare la curva di rtazine. T 'analisi precedente si basa su due iptesi principali. La prima è che tutt il J mt galattic sia circlare: ciè, che tutta la materia della Galassia si muva attrn al centr della Galassia sl su rbite circlari. In realtà la materia nn si muve tutta in quest md. Vi sn variazini di velcità a larga scala attrn alla curva reglare di rtazine causate da «venti» nel pian galattic prdtti da effetti gravitazinali e da nde d'urt. Nessun di questi meccanismi è però imprtante ai fini di questa trattazine. La secnda iptesi è che la materia sia distribuita nel pian galattic in md abbastanza reglare da garantire sempre la presenza di gas in crrispndenza dei vari punti perpendiclari. L'idrgen atmic è csì nnipresente da rendere valida questa iptesi. La distribuzine dell'ssid di carbni è invece men unifrme. Le regini vute tra i vari adden VERSO IL CENTRO GALATTICO LONGITUDINE GALATTICA (GRADI D'ARCO) Allineamenti di stelle in sicinanza del Sle sn evidenti in questa mappa. su cui sn state riprtate le psizini di vari «traccianti» ttici rispett al pian galattic. La mappa, cmpilata da W. E. Herbst, cmprende nebulse gassse, stelle givani brillanti e assciazini di stelle in regini ricche di plvere. Le dimensini di mappe cme questa sn limitate dall'assrbiment della luce stellare dvut al gas e alla plvere. L'area di disc galattic rappresentata in questa mappa è men del 5 per cent dell'area della mappa radi della pagina a frnte. samenti sn respnsabili della maggir parte delle dispersini delle velcità misurate, da cui si deduce la curva di rtazine. Un esame del diagramma velcità- -lngitudine per l'ssid di carbni indica che la dispersine nn è dvuta a rumre strumentale. La natura della dispersine ci dà una infrmazine diretta sull'estensine delle regini vute e, pertant, anche su grandezze quali la prbabilità di cllisini tra gli addensamenti. La dispersine cntiene anche infrmazini sui mti casuali delle single nubi. Le mlecle di ssid di carbni delinean le regini di frmazine stellare, dat che le stelle si frman in nubi di gas fredde e dense. I vrtici turblenti delle nubi pssn causare incrementi lcali nella densità del gas, vers il punt in cui le mlecle di gas si attraggn reciprcamente. Pi incmincian a cndensarsi in una prtstella. Il gas cntraendsi diventa anche più cald. Alla fine la temperatura diventa abbastanza elevata da innescare reazini nucleari, che liberan energia dagli atmi. E questa energia che fa splendere una stella e la fa espandere finché la frza gravitazinale diretta vers l'intern è bilanciata dalla pressine di radiazine diretta vers l'estern. Le mlecle di ssid di carbni si trvan nelle nubi di gas dense, che sn abbastanza pache da autprteggersi cntr la radiazine ultraviletta prveniente dalle stelle calde appena frmate. Pertant tracciare una mappa della distribuzine dell'ssid di carbni nella Galassia equivale a tracciare una mappa delle regini galattiche in cui è attiva pssibile la frmazine di stelle. L'analisi quantitativa è immediata. Dalla curva di rtazine per la Galassia si può determinare l'intensità ttale dell'emissine dall'ssid di carbni (e pertant il numer di nubi fredde in cui si frman stelle) in funzine della distanza dal centr della Galassia. Il prcediment richiede di cnsiderare intervalli successivi lung una data linea di vista lngitudinale. di calclare la velcità all'intern di gni intervall e di chiedersi se l spettrgramma crrispndente mstri la struttura di emissine dell'ssid di carbni a quella velcità. Se è csì, si sttrae l'intensità dall spettrgramma e la si registra in funzine della distanza dal centr galattic dell'intervall cnsiderat. L'istgramma risultante mstra ntevli variazini nell'intensità dell'emissine dell'ssid di carbni al variare della

5 distanza dal centr galattic (si veda l'illustrazine nella pagina successiva). La maggir parte dell'ssid di carbni si trva all'intern dell'rbita del Sle, che è a anni luce dal centr galattic. La quantità di materia fredda cresce cn la distanza dal Sle avvicinandsi al centr galattic fin a anni luce dal centr, ve decresce bruscamente. La massima intensità della radiazine emessa dall'ssid di carbni è a anni luce dal centr galattic. Suppnend che la Galassia sia simmetrica, l'ssid di carbni risulta distribuit in un anell attrn al centr galattic cn il Sle press il su brd estern. Le mlecle di ssid di carbni si eccitan in cllisini cn le mlecle di idrgen, pertant i dati mstran indirettamente la variazine dell'abbndanza dell'idrgen mleclare al variare della distanza dal centr galattic. Idrgen mleclare e ssid di carbni sn strettamente crrelati, perché sl l'idrgen mleclare è presente nella Galassia a densità abbastanza elevata da eccitare la transizine sservata tra gli stati energetici rtazinali della mlecla di ssid di carbni. Nel gas interstellare l'idrgen mleclare è circa vlte più abbndante dell'ssid di carbni, che pure è la specie mleclare più abbndante dp l'idrgen. La struttura a spirale di queste due galassie, ftgrafate cl telescpi da 4 metri di Keat Peak, è definita chiaramente da lineamenti di stelle givani e brillanti e di nebulse gassse. La Via Lattea vista più men perpendiclarmente al pian galattic ptrebbe assmigliare a una di queste. La galassia in alt è NGC 5457, di tip Sc; quella in bass è NGC 3031, di tip Sb; entrambe sn nell'orsa Maggire. n degli aspetti più imprtanti delle U scperte sull'ssid di carbni è cstituit dalle implicazini relative all'idrgen mleclare nella Galassia. Dal valre nt dell'assrbiment dei raggi X diffusi press il nucle della Galassia e dai nstri dati si può stimare la densità dell'idrgen mleclare e cnfrntarla cn la densità dedtta da un'analisi simile dell'idrgen atmic. Dat il predmini dell'idrgen nel gas interstellare, la smma di queste densità frnisce una buna stima della densità ttale del gas interstellare. La differenza tra le distribuzini radiali dell'idrgen in frma atmica e in frma mleclare è ntevle. A distanza dal centr galattic superire a quella dell'rbita del Sle l'idrgen esiste essenzialmente in frma atmica; avvicinandsi al centr galattic passa gradatamente alla frma mleclare. Anche se la cncentrazine di idrgen stt qualsiasi frma diminuisce bruscamente a distanze dal centr minri di anni luce, il gas in quelle regini è sprattutt idrgen mleclare. Dat che è più prbabile che la frmazine stellare abbia lug nelle regini fredde e dense ricche di mlecle di idrgen, il sistema slare deve trvarsi press il cnfine estern della regine galattica di più attiva frmazine stellare. Pertant, relativamente pche stelle si frmerann nel disc galattic a distanza dal centr galattic superiri a quella del Sle. (Questa generalizzazine è puramente statistica, perché la nstra analisi ha un p' appiattit la distribuzine del gas al variare dell'azimut galattic. Nn si può escludere l'esistenza di zne islate di attiva frmazine stellare nelle regini esterne della Gli spettrgrammi radi sn stati registrati gni 0,2 gradi d'arc a lngitudini diverse lung l'equatre galattic e sn stati pi allineati verticalmente per cstruire questi due diagrammi, in cui l'intensità del segnale registrat è rappresentata mediante clri diversi: dal ner (nessuna emissine) al rss (emissine massima). Gli spettrgrammi in alt sn stati ttenuti da Thmas Bania e dagli autri e si basan sull'emissine a 2.6 mm delle mlecle di ssid di carbni; quelli in bass, da Bania e Westerhut e si basan sull'emissine a 21 cm degli atmi di idrgen. I dati dell'ssid di carbni sn più raggruppati, per la presenza di nubi discrete. La velcità sservata del gas (scale rizzntali) può essere interpretata in termini di distanza dal centr galattic

6 DISTANZA DAL CENTRO GALATTICO (ANNI LUCE) L_ DISTANZA DAL CENTRO GALATTICO (ANNI LUCE) La distribuzine delle mlecle di ssid di carbni (in alt) e degli atmi di idrgen (in bass) nella Galassia è rappresentata in questi istgrammi in funzine della distanza dal centr galattic. La linea nera verticale rappresenta in entrambi i grafici il raggi dell'rbita del Sle attrn al centr galattic a una distanza di anni luce. La maggir parte dell'ssid di carbni è cncentrata in un anell attrn al centr galattic, che ha il Sle press il su cnfine estern. L'intensità dell'emissine radi dall'ssid di carbni raggiunge un massim a circa anni luce dal centr galattic. La distribuzine dell'idrgen atmic nn è limitata a quest anell. Galassia.) A un sservatre estern alla Galassia che la guardasse da una direzine perpendiclare al su pian, il Sle apparirebbe ai limiti del disc visibile. Scperte fatte in branche diverse dell'astrnmia hann prtat recentemente a questa cnclusine cmune. Mlti avevan pensat che la distribuzine dell'idrgen atmic rivelata dai dati a 21 centimetri fsse il prttip della distribuzine di tutti gli altri cmpnenti del mezz interstellare. Ora è evidente che la distribuzine dell'idrgen atmic è del tutt a se stante e che definisce una galassia mlt più estesa di quella che si deduce dai dati mleclari e dalle regini di stelle mlt givani assciate. Una situazine analga si sta presentand nelle galassie a spirale esterne man man che l'aument di sensibilità delle sservazini a 21 centimetri cnsente di trarne mappe. Le mappe mstran che la regine ccupata dall'idrgen atmic si estende fin a un raggi almen dppi di quell dell'immagine ftgrafica, che registra la luce emessa dalle stelle più brillanti di recente frmazine e dalle nubi di gas inizzat che le circndan. Si è cmpres pc della dinamica di questa distribuzine. Per esempi, nn si sa che csa trattiene l'idrgen atmic in un strat sttile nelle regini esterne della Galassia, tenendl legat alla Galassia in rbite circlari attrn al centr galattic. he csa si può dire dell spessre dell strat di ssid di carbni? Per C determinare la quantità ttale di gas interstellare si deve misurare cme varian cn la latitudine galattica sia gli atmi di idrgen che le mlecle di ssid di carbni. Abbiam effettuat queste rilevazini in crrispndenza a una lngitudine galattica che passa quasi attravers alla regine di massima intensità dell'ssid di carbni, a anni luce dal centr galattic. I risultati indican che l spessre del disc di idrgen atmic è frse di 650 anni luce, mentre quell dell'anell di ssid di carbni è sl di 300 anni luce, e cincide cn l spessre stimat per l strat di stelle mlt givani sservate tticamente in prssimità del Sle. Questa è una prva ulterire della stretta relazine tra le nubi di gas dense e le stelle givani. Richard Chen e Patrick Thaddaeus della Natinal Aernautics and Space Administratin (NASA) e della Clumbia University hann studiat l spessre dell strat di ssid di carbni a varie lngitudini. Le lr sservazini indican che l spessre cresce andand dal centr della Galassia vers il Sle, in md cerente cn i dati dell'idrgen atmic, anche se l strat di idrgen ha un spessre dppi. Quest risultat è interessante per la cnscenza della dinamica galattica, dat che l spessre dell strat di ssid di carbni dà infrmazini sul cnfinament del ptenziale gravitazinale ttale sull'equatre galattic. In una galassia il rapprt tra la massa del gas e quella delle stelle può dare mlte indicazini sull'efficienza del prcess di frmazine stellare. Assumend un valre nminale per l spessre dell strat di ssid di carbni e per quell di idrgen, si può calclare la distribuzine della massa stt frma di gas (stelle escluse) in funzine della distanza dal centr galattic, dat che l'idrgen atmic e quell mleclare sn i cmpnenti gasssi di gran lunga più imprtanti della Galassia. Il calcl della massa ttale (stelle cmprese) è più difficlts. A quest scp sn stati fatti mlti sfrzi per cmbinare le sservazini di stelle in prssimità del Sle cn i dati sulla rtazine galattica all scp di sviluppare mdelli della distribuzine delle stelle della Via Lattea nn sservate. Un mdell teric recente della Galassia, studiat da Kimm A. Innanen della Yrk University cncrda in md srprendente cn la distribuzine sservata della massa gasssa. I dati di Innanen e i nstri risultati sull'ssid di carbni suggeriscn che il rapprt tra la massa del gas e delle stelle a una distanza dal nucle galattic cmpresa tra e anni luce è pari al 4 per cent circa. Quest implica un tass di frmazine stellare unifrme nella regine intermedia della Galassia. Quest risultat richiede dei cambiamenti nei cncetti precedenti sul md di prcedere della frmazine stellare in una galassia a spirale. In precedenza gran parte delle cnscenze sulla distribuzine del gas nella Galassia prveniva da sservazini radi dell'idrgen atmic, la cui abbndanza diminuiva relativamente a quella delle stelle al diminuire della distanza dal centr galattic. Si suppneva pertant che la frmazine stellare prcedesse più attivamente nelle regini centrali della Galassia, svutandle csì dell'idrgen interstellare. I nuvi dati indican che il gas interstellare nn è stat esaurit, ma esiste stt frma di gas mleclare. In effetti, la massa ttale di idrgen mleclare nella Galassia è pari a 2000 miliardi di masse slari ed è uguale a quella dell'idrgen atmic. Perché una nuva teria di frmazine stellare sia valida, dvrà spiegare quest rapprt inaspettatamente cstante tra il gas e le stelle. ualsiasi mdell astrnmic è un miscugli di dati sservazinali e di ipstesi raginevli. Nei nstri spettrgrammi abbiam sservat migliaia di segnali caratteristici dell'ssid di carbni, che rappresentan altrettante nubi scure. Dat che ptevam campinare il gas nel pian galattic sl a intervalli grandi rispett alle dimensini delle nubi scure, queste devn essere mlt più numerse di quante ne abbiam sservate, decisamente trpp numerse per trattarle su base individuale. Ci vrrebber anni per ttenere una mappa cmpleta della distribuzine delle mlecle nella Via Lattea usand il raditelescpi da 11 metri del NRAO. Ma quest è praticamente impssibile, se nn altr perché l strument è mlt richiest anche per altri studi. Invece ni analizziam i nstri dati statisticamente seguend i csiddetti 280 E 265 O LU CI) 250 E LU 2 O235 O 220 O E 205 O-J W DISTANZA DAL CENTRO GALATTICO (ANNI LUCE) Curva della rtazine differenziale della Galassia cstruita sulla base delle sservazini radi riassunte nei diagrammi di pagina 19. Le velcità misurate lung il prfil di destra degli spettrgrammi sn state smmate dapprima alla cmpnente della velcità rbitale del Sle lung la linea di vista e pi sn state rappresentate in funzine della lngitudine galattica. 1 dati dell'ssid di carbni sn in clre, quelli dell'idrgen atmic in ner. L'andament curs i - line di entrambi gli insiemi di dati dimstra che la Galassia nn ruta cme un crp rigid. metdi di Mnte Carl. Frniam a un calclatre dati fndamentali cncernenti single nubi, per esempi le lr dimensini, e dati generali che si applican a tutte le nubi, cme la curva di rtazine della Galassia e l spessre dell strat di ssid di carbni. Diam anche indicazini preliminari su ciò che vgliam de DISTANZA DAL CENTRO GALATTICO (ANNI LUCE) La differenza tra la distribuzine galattica dell'idrgen atmic (istgramma in clre) e quella dell'idrgen mleclare (istgramma in grigi) è evidentissima. Press il centr galattic la maggir parte dell'idrgen è chiaramente stt frma mleclare (112), mentre a distanze maggiri del raggi dell'rbita del Sle (linea nera verticale) la maggir parte sembra essere in frma atmica (H). Nella parte interna dell'anell galattic ha lug la trasfrmazine della materia interstellare in mlecle cmplesse, in plvere fredda cmpressa e alla fine in stelle

7 EQUATORE GALATTICO VELOCITÀ DEL GAS (CHILOMETRI AL SECONDO) L spessre dell strat mleclare della Galassia può essere cnfrntat cn quell dell strat di idrgen atmic in una rappresentazine a curve di livell, che dà la velcità dell'ssid di carbni e dell idrgen atmic in funzine della latitudine galattica lung linee di vista adiacenti dispste perpendiclarmente all strat di gas e passanti terminare: le velcità relative delle nubi l'una rispett all'altra, il numer di nubi e le lr distanze reciprche. L'elabratre elettrnic distribuisce casualmente le nubi nel mdell di galassia, pi la «sserva» in un md che imita le nstre sservazini reali. Cnfrntand le sservazini effettive cn quelle del calclatre pssiam verificare la bntà delle iptesi. Variand leggermente le iptesi e i parametri pssiam valutare la sensibilità del mdell alle nstre iptesi iniziali e di cnseguenza la validità delle nstre intuizini. Una sensibilità elevata favrisce buni risultati e viceversa. Le mdificazini dei vari parametri prtan nn sl a nuve indicazini sulle prprietà a larga scala delle nubi scure galattiche, ma anche a nuve infrmazini sulla struttura della Galassia. Il success del nstr mdell finale può essere valutat esaminand l'illustrazine della pagina a frnte. L'insieme di curve in alt mstra il cnfrnt più semplice tra le sservazini e il mdell: cnfrnta le intensità sservate e simulate dell'emissine dall'ssid di carbni integrate su tutte le velcità e rappresentate in funzine della lngitudine galattica. Le due curve sn in bun accrd e mstran che il nstr mdell descrive crrettamente le nubi di ssid di carbni lung le varie linee di vista, nn sl per quant riguarda il lr numer, ma anche relativamente al grad di casualità della lr distribuzine (cme è indicat dall'intervall di dispersine). Un altr md per verificare la bntà del mdell cnsiste nell'esaminare la variazine della massima velcità psitiva in funzine della lngitudine galattica. Quest cnfrnt è mlt più sensibile di quell descritt spra, perché verifica sia le caratteristiche di velcità sia la distribuzine spaziale delle nubi nel mdell. L'accrd tra le velcità medie calclate e quelle sservate significa che la curva di rtazine iptizzata è crretta. A lngitudini galattiche cmprese tra 25 e 10 gradi la dispersine delle velcità psitive massime aumenta ntevlmente. In queste direzini la cmpnente della velcità lung la linea di vista cambia rapidamente in vicinanza del punt perpendiclare. Dat che il numer di nubi scure diminuisce vers il brd intern dell'anell di ssid di carbni e dat che la cmpnente della velcità lung la linea di vista cambia rapidamente in quella zna, la prbabilità che una nube si trvi al punt perpendiclare diventa piccla. Le nubi spstate rispett ai punti quasi attravers la regine di massima intensità dell'ssid di carbni a circa anni luce dal centr galattic. Risulta che l strat di ssid di carbni (in clre) ha un spessre pari alla metà circa dell strat di idrgen (in ner). L'aspett più spezzettat dei dati dell'ssid di carbni indica che queste mlecle frman nubi discrete. perpendiclari avrann di slit velcità minri e le lr velcità massime cadrann al di stt dei valri ideali rappresentati. Si ha una situazine analga a lngitudini maggiri di 55 gradi. Qui le nubi sn csì disperse che la prbabilità di trvarne una al punt perpendiclare è bassa. In entrambe le regini il mdell è in bun accrd cn le sservazini. Anche se il mdell riprduce sddisfacentemente mlti dati sservazinali, richiese varie mdifiche prima di raggiungere il success attuale. Alcune delle iptesi iniziali risultarn scrrette, ma si ptern trvare crrezini raginevli che prtasser il mdell in accrd cn le sservazini. Per esempi, per ttenere la dispersine sservata dvemm assumere che la cmpnente casuale della velcità di una nube rispett all'altra fsse di circa quattr chilmetri al secnd. Quest valre elevat della velcità relativa, cmbinat cl valre medi della distanza tra nube e nube pari sltant a circa 10 vlte il diametr medi di una nube, significa che le cllisini tra le nubi e la crescita cnseguente in grandi addensamenti nn sn eventi insliti. Questa scperta prta a una cnclusine interessante: le nubi giganti che si sian frmate in quest md hann masse gassse ttali dell'rdine di vlte la massa del Sle, che è una stella tipica. In breve, questi ggetti scperti recentemente sn tra i più massicci della Galassia. Il nstr mdell finale cntiene qualche centinaia di migliaia di nubi, ciascuna cn un diametr nminale di 50 anni luce. La distanza media tra le nubi nelle regini più dense al centr dell'anell mleclare è di circa 400 anni luce, una distanza che cresce vers i brdi dell'anell. In realtà si sa che la maggir parte delle nubi hann dimensini cmprese tra 15 e 100 anni luce, ma l'inseriment nel mdell di un intervall di dimensini delle nubi prbabilmente nn avrebbe alterat sstanzialmente i risultati. Si pensa che la massa ttale della materia galattica stt frma di nubi mleclari sia pari a vari miliardi di masse slari. 'è ancra un difett imprtante nel C mdell. Abbiam suppst che la distribuzine in azimut delle nubi fsse più men unifrme in tutt l'anell di ssid di carbni. Quand si cnfrntan gli spettrgrammi reali dell'ssid di carbni cn quelli prdtti dal calclatre attravers il mdell si trva, però, che i dati reali mstran un grad di aggregazine più elevat di quell delle nubi simulate dall'elabratre, che sn distribuite più unifrmemente nei diagrammi velcità-lngitudine. La spiegazine più prbabile di quest fatt è che le nubi scure sn dispste lung frammenti dei bracci a spirale galattici e, pertant, la lr distribuzine attrn al centr galattic nn ha simmetria azimutale. W. W. Rberts dell'università della Virginia ha sviluppat descrizini teriche dei bracci a spirale in termini di nde d'urt indtte gravitazinalmente nel gas interstellare delle galassie. Il cncett base di questa teria a nde di densità è che il gas interstellare e le stelle si muvn attravers le nde a spirale rutand attrn al centr galattic. Le stelle, essend massicce, passan attravers l'nda senza subire cnseguenze, ma il gas interstellare risulta cmpress e frma nubi scure nel prcess. Le nubi mleclari sarebber di per se stesse abbastanza dense da rispndere a perturbazini successive dell'nda di densità cmprtandsi più cme stelle che cme il gas interstellare. Dat però che si pensa che il temp di vita delle nubi scure sia breve rispett al temp necessari perché si spstin da un'nda a spirale a un'altra, un sservatre dvrebbe vedere le nubi scure un p' più «a valle» dell'nda a spirale, che risulterebbe csì delineata. Presumibilmente le nubi sarebber visibili anche per un'altra ragine: perché le stelle si frmerebber nel lr intern, csì che l'nda a spirale sarebbe delineata anche da stelle givani ad alta luminsità. Inserend la nzine di nde a spirale nel nstr mdell al calclatre si miglira l'accrd cn le sservazini. L'illustrazine nella pagina successiva mstra un accant all'altr i risultati delle sservazini, quell che si ttiene da un mdell a distribuzine unifrme delle 600-0" -17 (7) O O w :J > 500 LU - < 2, w D Z 450- O < CT) ) 0 - < w - i- z 350 w- - < 300 i- Z CC < ẕ ( < 40- I m 200- a: 180- O 160- w W LONGITUDINE GALATTICA (GRADI D'ARCO) w (.7) 20- e rn i fy 5...,. 20 i i i I i i 110 SS 5 5 e 90 E; LONGITUDINE GALATTICA (GRADI D'ARCO) Due cnfrnti tra le effettive sservazini radi dell'ssid di carbni nella Galassia (in ner) e le prprietà previste dal mdell di distribuzine galattica delle nubi di ssid di carbni (in clre) sviluppat dagli autri per il calcl all'elabratre. Il grafic in alt, che dà l'intensità ttale dell'emissine dall'ssid di cabni integrata su tutte le velcità in funzine della lngitudine galattica, mstra che da quest punt di vista il mdell è in bun accrd cn le sservazini. Il grafic in bass, che dà le massime velcità psitive in funzine della lngitudine galattica, rivela un accrd ancra miglire. Il secnd test è mlt più sensibile del prim nell stabilire il numer crrett di nubi, la distanza reciprca caratteristica e le velcità l'una rispett all'altra n :. - /Me,

8 nubi e quell che si deduce da un mdell di distribuzine delle nubi a nde di densità calclat in cllabrazine cn Rberts. Ora la lunga struttura a una velcità di 50 chilmetri al secnd che si sserva tra 50 gradi e 25 gradi di lngitudine è presente nel mdell a nde di intensità, ma il mdell nn riprduce ancra il maggir grad di aggregazine dei dati. Inltre, l'ampiezza in velcità delle strutture generate nel mdell dalle nde di densità è piuttst piccla rispett a quella sservata. Una pssibile spiegazine del fatt che il mdell nn riesce a riprdurre il maggir grad di aggregazine dei dati è che ci sn regini nella Galassia, frse lung i bracci a spirale, ve le cndizini per la frmazine stellare sn inslitamente favrevli. In queste regini c'è una svrabbndanza di nubi scure. Le ftgrafie di galassie a spirale prtan sstegn a questa iptesi. Nrmalmente mstran regini distinte di luminsità elevata là dve si trverebber le nubi scure. Dat Cnfrnt fra tre insiemi di spettrgrammi. Il diagramma velcità-lngitudine a sinistra è cstituit da un gran numer di spettrgrammi radi reali dell'ssid di carbni galattic. Gli altri due diagrammi sn stati generati cn l'aiut di un elabratre elettrnic e si basan sui mdelli Mnte Carl fatti dagli autri che descrivn la distribuzine delle nubi di ssid di carbni nella Galassia. Le nubi rappresentate dal diagramma al centr sn distribuite in md casuale ma fndamentalmente unifrme. L'accrd tra mlti aspetti sservazinali e le previsini di questi mdelli al calclatre indica che sn stati scelti che le nubi spravvivn a lung, hann grandi dimensini e si muvn l'una rispett all'altra, è prbabile che si urtin ccasinalmente e si riuniscan fin a un cert grad. Anche se nn abbiam cmpres cmpiutamente i dettagli della struttura glbale della Via Lattea, le sservazini hann fissat limiti imprtanti per la frmazine di stelle nelle regini più interne della Galassia inaccessibili tticamente. In particlare hann islat le regini di attiva frmazine stellare. - SO ; nstre stime del rapprt tra la massa L stt frma di stelle e quella stt frma di gas interstellare indican che quest rapprt ha un valre sstanzialmente cstante e pari a 25 a un a distanze dal centr galattic cmprese tra e anni luce. Cme si può spiegare questa cstanza? La frmazine stellare è frse giunta a saturazine in questa parte della Galassia e ra è limitata dalla piccla quantità di gas dispnibili? Secnd la teria a nde di densità della struttura galattica, l'intensità della cmpressine dvrebbe crescere avvicinandsi al nucle galattic. Si ptrebbe supprre che il tass di frmazine stellare cresca nell stess md. Ma le sle prve sperimentali dispnibili, anche se in frma nn cnclusiva, indican che il rapprt tra stelle e gas è cstante in tutta questa regine. Un'altra scperta curisa è che l spessre della Galassia, almen quell indicat dall strat di nubi scure, nn è mlt grande: circa 300 anni luce. Inltre, l spessre rimane quasi cstante per tutta la larghezza dell'anell di ssid di carbni. L spessre è determinat dall'equilibri tra la cmpressine gravitazinale e le frze di espansine dinamiche e magnetiche. Eppure l spessre dell strat di ssid di carbni risulta l stess su un ampi intervall di cndizini e di mti delle nubi. Che csa spiega questa unifrmità? Cme abbiam dett, le nstre misure crrettamente i valri di parametri quali il numer di nubi e la lr distanza reciprca. Il difett principale di quest mdell è la sua incapacità a spiegare gli addensamenti su scala superire sservati. Nel mdell rappresentat a destra, calclat dagli autri in cllabrazine cn W. W. Rberts, si suppne che la distribuzine e i mvimenti delle nubi sian influenzati dagli effetti gravitazinali dei bracci a spirale. Il fatt che quest mdell riprduca le sservazini in md miglire del mdell al centr indica che nella nstra galassia le regini in cui è in att la frmazine di stelle descrivn un schema a spirale. pngn il sistema slare press il brd della regine visibile della Galassia, al limite estern della zna di massima attività di frmazine stellare. Le nubi scure viste da questa prspettiva rappresentan sl una piccla parte di quelle che si trvan nella zna interna della Galassia. Se il sistema slare fsse più vicin al nucle galattic, la vita sulla Terra ptrebbe essere in pericl, perché sarebbe maggire la prbabilità di cllisine tra il sistema slare e una nube scura. Se dvesse accadere una cllisine di quest genere, l'aument dell'assrbiment della radiazine slare tra il Sle e la Terra farebbe diminuire ntevlmente la quantità di luce slare ricevuta dalla Terra. In effetti, alcuni astrnmi ritengn che le ere glaciali sulla Terra sian state causate da incntri casuali cn nubi di plvere interstellare. Se csì fsse, sarebbe una irnia il fatt che le nubi di plvere necessarie per la frmazine delle stelle e dei pianeti, che sn versimilmente cndizini preliminari per l svilupp della vita, pssan anche causarne l'estinzine. La vita esiste sulla Terra perché il sistema slare sta al di furi delle principali regini plverse della Galassia, ppure esiste nnstante quest? Il tass di frmazine stellare risulta mlt maggire nelle regini interne della Galassia, perciò ci si aspetterebbe che le prbabilità di apparizine della vita sian mlt maggiri in quelle regini. D'altra parte, anche le prbabilità di cllisine cn una nube di plvere sn più grandi. Ancra si discute su quale sia l'effett predminante, e se tale effett sia determinante. Il nuv mezz, la spettrscpia radi dell'ssid di carbni, che ni e altri utilizziam per esplrare la Galassia è ancra primitiv stt certi aspetti. L'astrnmia delle nde millimetriche ha sl 10 anni circa. La maggir parte dei dati sull'ssid di carbni è stata racclta cn raditelescpi che si trvan negli USA. Il prssim pass cnsiste nell'intraprendere sservazini dell'altra metà della Galassia: un studi che richiede un raditelescpi a nde millimetriche pst a una latitudine più meridinale. Inltre ccrrn ricevitri più sensibili. I risultati degli sfrzi fatti finra hann cambiat radicalmente le nstre idee sulla frmazine stellare e sull'evluzine galattica. A seguit delle scperte dell'astrnmia a nde millimetriche è srt il nuv camp dell'astrchimica. Ora si pssn studiare prcessi chimici cnnessi a una varietà di mlecle alle temperature e alle densità estremamente basse del gas interstellare, cndizini che nn pssn essere riprdtte in labratri. Oggi mlte nazini stann cstruend grandi raditelescpi a nde millimetriche. Gli USA prevedn di realizzare un strument nazinale di quest tip alle Hawaii per apprfndire le scperte fatte cl raditelescpi da 11 metri di Kitt Peak. Le sservazini future dell'ssid di carbni e di altre mlecle interstellari prterann certamente a una cmprensine più cmpleta della frmazine stellare e dell'evluzine delle galassie. 1111, LE SCIENZE SCIENTIFIC AMERICCn INDICE G ENERA LE Un valid strument di cnsultazine e di infrmazine per tutti i lettri di LE SCIENZE e per chiunque sia interessat alla cultura scientifica del nstr temp. L'indice è csì articlat.- Presentazine TABELLA DI SUDDIVISIONE degli argmenti ARTICOLI in rdine alfabetic per autre ARTICOLI suddivisi per argment SCIENZA E SOCIETÀ in rdine crnlgic LIBRI RECENSITI in rdine alfabetic per autre LIBRI RECENSITI suddivisi per argment GIOCHI MATEMATICI in rdine crnlgic Nell'indice, che cpre dieci anni significativi nel settre della ricerca scientifica e tecnlgica, sn rubricati per autre, argment e data: ltre mille articli, altrettante ntizie di «Scienza e Scietà», più di 700 recensini a vlumi di gni disciplina, 120 Gichi Matematici». 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