Su scale galattiche, che vanno da 1 kpc a 100 kpc, la necessità di una quantità significativa di materia oscura deriva da modelli teorici sviluppati per spiegare le curve di rotazione osservate nelle galassie a disco che introducono una componente di massa non visibile. Il modello standard ipotizza che la DM abbia proprietà distinte dalla materia luminosa (LM) ma tuttavia non è l’unico in grado di spiegare le osservazioni. 

Di recente è stato introdotto un nuovo modello, quello del disco di materia oscura (DMD) che considera la possibilità che la DM sia confinata ai dischi galattici, come la LM.

Questo modello è ispirato a evidenze che suggeriscono una correlazione tra la DM e la distribuzione del gas di idrogeno neutro (HI) nelle galassie a disco. Tale correlazione è stata notata per la prima volta da Albert Bosma negli anni ‘80 (Astron. J., 86, 1791, 1981) e successivamente confermata da numerosi altri studi (es. Sylos Labini et al., Mon. Not. R. Astron. Soc., 527, 2697, 2024 e riferimenti ivi inclusi).  L’idrogeno neutro, che si osserva dall’emissione della riga a 21cm, è molto più diffuso nel disco della componente stellare. Il modello DMD assume che ovunque vi sia un atomo di HI che emette la linea a 21 cm.  Questa forma di DM potrebbe consistere potenzialmente di materia ordinaria (barionica) fredda.  Ad esempio, le nubi di idrogeno freddo (a temperature inferiori a 15 Kelvin) non emettono la linea a 21 cm, e sono perciò quasi invisibili alla rilevazione elettromagnetica. In sintesi, i punti chiave sono l’ipotesi che la DM sia tracciata dall’HI (la cui densità decresce più lentamente con il raggio rispetto alla componente stellare) ed il fatto che il potenziale gravitazionale di un disco è più intenso di quello di una distribuzione sferica, permettendogli così di fornire lo stesso contributo alla velocità circolare con una massa minore. I vincoli sulla distribuzione geometrica della componente di DM sono dunque cruciali per distinguere tra il modello standard di alone e il modello DMD.

È possibile distinguere osservativamente tra una galassia con una grande massa in un alone sferico e una con una massa inferiore confinata a un disco mediante l’analisi delle curve di rotazione generalizzate, non solo sul piano galattico ma anche fuori. Questa analisi fornisce nuove informazioni sulla geometria della DM, poiché il disco appiattito del modello DMD influenza significativamente le accelerazioni verticali, a differenza del modello di alone sferico simmetrico, che ha effetti gravitazionali fuori piano trascurabili.

Un’altra possibilità per distinguere tra una distribuzione a disco ed una sferica consiste nell’analizzare gli effetti di lente gravitazionale forte. Sebbene osservazioni ad alta risoluzione di lente gravitazionale forte su scale galattiche non siano ancora disponibili, è necessaria un’indagine numerica dettagliata dei modelli teorici per studiare il ruolo della geometria della distribuzione di massa nelle osservazioni future di lensing gravitazionale.

Il satellite Gaia dell’Agenzia Spaziale Europea, lanciato nel 2013, ha rivoluzionato la nostra comprensione della Via Lattea (MW) grazie alla precisione ha permesso una mappatura dettagliata della galassia, coprendo fino a ~20 kpc con elevata accuratezza. Ad oggi, Gaia ha rilasciato tre dataset (2016, 2018, 2022), con altri due previsti per il 2025-2026 e il 2030 e ha permesso di misurare con precisione la curva di rotazione della MW.

Il gruppo del CREF ha sviluppato un metodo statistico che, basandosi sulla plausibile ipotesi che gli errori osservativi siano Gaussiani, permette di raggiungere distanze in cui il rapporto segnale rumore è dell’ordine dell’unità. Tutte queste diverse determinazioni hanno coerentemente mostrato un declino della curva di rotazione fino a 30 kpc, al contrario delle precedenti misure che hanno determinato un profilo piatto. I best fit dei tra i modelli di massa teorici ed i dati (vedi la figura seguente) mostrano che un modello DMD si accorda meglio di un modello ad alone sferico. 

Anche l’analisi delle curve di rotazione della MW al di fuori del piano galattico suggerisce che il modello DMD si adatta meglio ai dati. Un ulteriore test del metodo sarà fornito con nuovi dati della missione Gaia, che permetteranno di conoscere meglio l’estensione spaziale dei moti coerenti e di grande ampiezza in tutte le componenti di velocità, già rilevati nelle precedenti versioni dei dati.

Infine, Gaia migliorerà la nostra comprensione delle regioni esterne della MW grazie a un campionamento più dettagliato delle stelle dell’alone e ammassi globulari. Questi oggetti, che si prevede mostrino una dispersione di velocità quasi isotropa, potrebbero rivelare deviazioni dall’equilibrio causate da effetti mareali o altri fenomeni. Quantificare le anisotropie spaziali nella distribuzione delle velocità aiuterà a validare le ipotesi di equilibrio o a scoprire dinamiche fuori equilibrio. Gaia consentirà anche studi dettagliati di galassie vicine come M31, M33 e le Nubi di Magellano, fornendo campioni 6D delle loro distribuzioni stellari. Questi dati, analizzati attraverso il nostro metodo di deconvoluzione, rappresentano un ponte tra studi cinematici basati su osservazioni stellari precise e quelli derivati da mappe di velocità lungo la linea di vista HI. 

La formulazione del modello DMD è stata sviluppata attraverso uno studio accurato delle mappe di velocità e dispersione HI ad alta risoluzione di galassie vicine, fornite da due importanti survey: (i)The HI Nearby Galaxy Survey (THINGS): include 34 galassie vicine con un’ampia gamma di morfologie e luminosità e (ii) La LITTLE THINGS survey che si concentra su galassie piccole e deboli, complementando THINGS.

Altre survey recenti e in corso che saranno utili per sviluppare ulteriormente questa linea di ricerca. 

Milestones previste:

M1. Campo di Velocità della Via Lattea (MW)

L’analisi del campo di velocità della Via Lattea (MW) fornirà informazioni preziose sulla curva di rotazione e sulla dipendenza di questa curva dall’altezza verticale rispetto al piano galattico. Studi dettagliati sulla distribuzione delle velocità attraverso il disco galattico permetteranno di collegare strutture spaziali, come i bracci a spirale e i satelliti, alla cinematica e alla dinamica galattica. Dati avanzati consentiranno lo studio delle stelle dell’alone, degli ammassi globulari e delle galassie satelliti entro un intervallo di 30–200 kpc, affinando la comprensione della dinamica galattica e delle interazioni all’interno del Gruppo Locale. Queste indagini offriranno una visione completa della cinematica e della dinamica della Via Lattea.

M2. Campi di Velocità delle Galassie Esterne

La mappatura dei campi di velocità delle galassie esterne, utilizzando misurazioni bidimensionali delle componenti di velocità radiale e trasversale ottenute con il metodo da noi sviluppato, rivelerà la relazione tra la cinematica e le strutture spaziali, come i bracci a spirale, i satelliti, ecc. Questo approccio consentirà di vincolare i flussi in ingresso e in uscita di idrogeno neutro nelle regioni esterne delle galassie.

Analizzando l’interazione tra materia oscura (DM) e materia barionica (BM), affronteremo questioni fondamentali, come la formazione dei bracci a spirale e la distribuzione della materia, fornendo nuove prospettive sulla formazione e l’evoluzione delle galassie.

M3. Geometria della Distribuzione della Materia Oscura su Scala Galattica

Attraverso l’analisi della geometria della distribuzione della materia oscura (DM), in particolare tramite le curve di rotazione della Via Lattea e delle galassie esterne, questa ricerca imporrà vincoli rigorosi sui modelli di massa galattica. Confrontando il modello standard dell’alone con il modello del disco di materia oscura (DMD), sarà possibile determinare quale si allinea meglio ai dati osservativi. Comprendere il ruolo della DM nel plasmare la struttura e la dinamica delle galassie contribuirà a chiarirne la natura (ad esempio, barionica o non barionica) e a perfezionare i modelli di formazione delle galassie.

M4. Modellizzazione del lensing gravitazionale forte

Le galassie a disco rappresentano laboratori ideali per testare modelli di materia oscura (DM) concorrenti o teorie alternative della gravità, poiché consentono di vincolare rigorosamente le simmetrie della loro distribuzione di massa. Un altro compito si concentra sull’indagine della DM nelle galassie a disco tramite osservazioni di lensing gravitazionale forte. Sebbene queste osservazioni siano ancora in corso, è essenziale sviluppare simulazioni di galassie a disco come forti lenti gravitazionali, variando le frazioni di massa della DM all’interno del raggio di Einstein. Queste simulazioni permetteranno di valutare in dettaglio quanto i dati di lensing gravitazionale siano sensibili alle masse delle diverse componenti di una galassia e alla geometria della distribuzione della DM.

Francesco Sylos Labini, Dirigente di Ricerca, CREF

• Martin Lòpez-Corredoira, Instituto de Astrofìsica de Canarias, La Laguna, Spain
• Sébastien Còmoron, Instituto de Astrofìsica de Canarias, La Laguna, Spain 
• Zofia Chrobàkovà, Faculty of Mathematics, Physics, and Informatics, Comenius University, Bratislava, Slovakia 
• Michael Joyce, Lab. LPNHE Université Sorbonne – Paris VI, France
• Roberto Capuzzo Dolcetta, Dipartimento di Fisica, Università di Roma “Sapienza” , Roma, Italia