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Introduzione: la forma della Via Lattea.

Cos’è la Via Lattea?
La Via Lattea è la nostra galassia, una delle miliardi di galassie note nell’Universo. Oltre al nostro Sole, la Via Lattea contiene all’incirca 400 miliardi di altre stelle – circa 57 stelle per ogni essere umano mai vissuto sulla terra finora! Anche se questo numero suona grande, la Via Lattea è attualmente considerata una galassia di media grandezza (per maggiori informazioni sulle galassie, guardare alla voce Galassia su Wikipedia).
La Via Lattea, attualmente, è conosciuta come una galassia a spirale barrata (classificata SBC secondo Hubble) del diametro di 100000 anni luce – la luce (la cosa che conosciamo più veloce) impiegherebbe 100000 anni per viaggiare da un capo all’altro della stessa. Per fare un paragone, la luce impiega 8 minuti per arrivare dal Sole alla Terra. Nonostante l’anno luce sia una unità di misura fisica comoda, gli astronomi tendono ad usare, quando misurano le distanze, il Parsec (abbreviazione per “parallasse-secondo”) che è 3,26 anni-luce, ed è relativo ad uno dei metodi più precisi per misurare le distanze tra le stelle (“parallasse”). Nell’astronomia galattica, utilizziamo distanze veramente importanti, così viene utilizzato il “kiloparsec” (kpc), migliaia di parsec, come unità di misura. Il raggio della Via Lattea, quindi, è di 15 kpc, con il nostro Sole a 8 kpc dal centro della galassia.
La concezione moderna della Via lattea, con i quattro maggiori componenti: il disco, il nucleo (bulge), l’alone stellare e l’alone della materia oscura.
 


Il disco è il componente più ovvio della galassia ed è diviso in due parti: il disco sottile e il disco spesso. Il disco sottile è di circa 0,3 kiloparsec e contiene quasi tutta la polvere, il gas e le stelle giovani (incluso il Sole) della nostra Galassia. Il disco spesso è di circa 1kpc e segna lo spessore in cui le densità delle stelle calano drasticamente.
Il nucleo si trova al centro del disco, ha un raggio di pochi kpc e contiene sia stelle vecchie che giovani. Recentemente è stato determinato che il nucleo contiene una barra prominente. Inoltre un buco nero supermassiccio risiede al centro della galassia, con una massa equivalente a 4 milioni di soli!
L’alone stellare è uno sferoide, quasi perfettamente sferico, di stelle che circonda l’intera galassia: la densità delle stelle nell’alone è veramente bassa se paragonata a quella del disco e la maggior parte delle stelle nell’alone è stata trovata entro 30kpc dal centro della galassia. L’alone stellare è uno degli scopi fondamentali di Milkyway@home.
L’alone della materia oscura, d’altro canto, è una delle cose più misteriose della galassia. Le informazioni provenienti dalle curve di rotazione galattica, dalle collisioni di galassie e dalle simulazioni della materia oscura indicano in maniera chiara la presenza di una grande quantità di massa invisibile che circonda ogni galassia. Gli astronomi sperano di ottenere indizi sulla forma e sulla composizione dell’alone della materia oscura ricavandoli dalle strutture del disco e dell’alone stellare.
 
Materia "Oscura"
La materia oscura è la massa necessaria per compensare la massa invisibile delle osservazioni fisiche (ottiche). Anche se sono state proposte altre soluzioni alle discrepanze rilevate, come delle modificazioni alle teorie di Newton e/o Einstein sulla gravitazione, la materia oscura è l’unica soluzione che descrive contemporaneamente tutte le anomalie osservate. Motivo per cui la comprensione della materia oscura è uno dei principali obbiettivi della scienza moderna.
Per capire cosa sia la materia “oscura”, abbiamo bisogno di capire cos’è la materia “chiara” (la materia a cui siamo abituati). La materia “chiara” è composta da barioni, che sono particelle composte da quark. La conseguenza più importante per i barioni composti da quark è che questi interagiscono elettromagneticamente: questo significa che la luce, che è una onda elettromagnetica, può interagire con i barioni. Le onde luminose hanno una grande varietà di lunghezze d’onda che costituiscono lo “spettro elettromagnetico” (nell’immagine). A seconda di come sono organizzati i barioni, la materia barionica (quella che conosciamo), assorbirà, rifletterà o emetterà alcune lunghezze d’onda della luce. In effetti tutta la materia barionica emette alcune frequenze luminose in base alla temperatura – le stelle, per esempio, sono molto calde ed emettono luce visibile: più alta è la temperatura dell’oggetto, più corta sarà la lunghezza dell’onda emessa. Questo è il motivo per cui tutta la materia barionica “emette” a determinate frequenze (inclusi gli uomini! Noi emettiamo nell’infrarosso).
 


La materia oscura è diversa: essa non emette luce su nessuna frequenza. La materia oscura non assorbe luce e nemmeno la riflette: la materia oscura non interagisce elettromagneticamente. Questo è il motivo per cui è “oscura”: le onde luminose non sanno nemmeno che è lì.
Dal momento che la materia oscura non interagisce con la luce, l’unico modo in cui possiamo attualmente studiarla è attraverso la gravità: studiando la distribuzione della materia barionica (stelle e gas) nella Via Lattea si otterranno informazioni sulla disposizione e composizione della materia oscura. Milkyway@Home persegue questo obbiettivo studiando le stelle dell’alone stellare, utilizzando i dati dallo Sloan Digital Sky Survey.

Parte I: Lo Sloan Digital Sky Survery (SDSS)
Lo Sloan Digital Sky Survey è una ricerca a 5 colori, in profondità e che copre gran parte del cielo. La ricerca ha cominciato la presa dati da un telescopio di 2,5 metri all’Osservatorio di Apache Point nell’anno 2000 e ha rilasciato il suo ultimo dataset nel 2014. Tutti i circa 500 millioni di oggetti presenti nel database sono accessibili pubblicamente. Per maggiori informazioni circa l’SDSS, visitate SDSS website. Se volete voi stessi esplorare i dati dell’SDSS, andate su SDSS DR9 Navigate Tool.



Parte II: Come cerchiamo la Materia Oscura?
Cosa può dirci l’alone stellare circa la materia oscura e la struttura della Via Lattea? Gli astronomi stanno cercando di capire il “potenziale galattico” della Via Lattea, che è la misura di come la gravità della Via Lattea influisca sugli altri oggetti e, quindi, una misura della distribuzione della massa (materia) nella galassia. Se possiamo confrontare il potenziale galattico con il potenziale della materia (barionica) nota, possiamo a quel punto determinare il potenziale della materia oscura – che ci direbbe come è distribuita la materia oscura nella Via Lattea.
Gli astronomi usano la fisica della gravità per determinare il potenziale della Galassia. Con una semplice analogia, guardiamo a come si potrebbe studiare il potenziale del nostro sole. Il sole è massiccio e sferico, quindi il suo potenziale sarà semplice – “sfericamente simmetrico” nel linguaggio della fisica. La forza misurata di questo potenziale sfericamente simmetrico dipende solo dalla massa del Sole e dalla distanza di allontanamento da esso.
Il potenziale gravitazionale sfericamente simmetrico del Sole porta alla Legge di Keplero. Se tracciamo la velocità (o velocità orbitale) dei pianeti in orbita attorno al Sole rispetto al loro raggio (o distanza orbitale) dal Sole, otteniamo la curva di rotazione del Sistema Solare. Per un sistema che obbedisce alla legge di Keplero, come il sistema solare, si osserva una curva di rotazione chiaramente “in caduta” (decrescente con la distanza):


Una galassia è un po’ più complicata: dal momento che non c’è una sola grande massa al centro (tipo il sole), la curva di rotazione dovrebbe risultare diversa da quella del sistema solare. Quando gli astronomi sommano tutta la luce delle stelle della nostra galassia (anche di altre galassie), scopriamo che la maggior parte della luce proviene dalla prossimità del centro, con la quantità di luce che diminuisce proporzionalmente con la distanza dal centro stesso. Da questa "curva di luce", possiamo calcolare la distribuzione della materia “chiara”, che ci consente di calcolare quale dovrebbe essere la curva di rotazione di una galassia. Quello che scopriamo è che la curva dovrebbe diminuire con la distanza - ma quando gli astronomi misurano effettivamente la curva di rotazione della Via Lattea (e di altre galassie), scopriamo che è quasi costante e non sta cadendo affatto!


Il problema della rotazione risale agli anni 30, con un astronomo di nome Fritz Zwicky. Zwicky aveva misurato le velocità delle galassie rotanti attorno ad un ammasso di galassie e aveva dimostrato che c’era, nell’ammasso, della “massa mancante” che non poteva essere vista. Negli anni 70, l’astronoma Vera Rubin ha misurato le curve di rotazione di altre galassie, mostrando definitivamente che c’è, in ogni galassia, più massa di quella che può essere vista.
Come trovare, quindi, questa materia oscura? Abbiamo già detto che la via migliore sembra essere la gravità: utilizzando le lenti gravitazionali, o il fatto che densi pacchetti di materia possano causare una deviazione del percorso della luce intorno a loro, gli astronomi possono attualmente mappare la materia oscura all’interno di ammassi galattici molto densi, come l’Ammasso di Abell:
 


C’è il problema che questi ammassi sono molto distanti da noi e non possiamo vederli in dettaglio: vogliamo davvero capire dove si trova la materia oscura nella nostra galassia, e quindi capire da dove viene. Le stelle nell’alone galattico ruotano al di fuori del disco della via lattea e così le loro orbite possono dirci come appare il potenziale gravitazionale della Via Lattea e quindi, dove sia la massa. Ma queste stelle sono abbastanza lontane da non sembrare muoversi affatto - se non si sa come si muove qualcosa, è davvero difficile capire quale sia la sua orbita.
Ed è qui che i flussi di marea ci vengono in aiuto. Questi flussi sono formati da galassie nane distrutte dalla forza di gravità della Via Lattea, tracciano orbite continue attorno alla galassia. In questa maniera, anche se non riusciamo a vedere le singole stelle muoversi, possiamo seguire la linea del flusso di marea per determinare la direzione del loro movimento. Da lì possiamo determinare le orbite delle stelle, e quindi possiamo determinare la distribuzione della materia oscura!
Ora il trucco sta nel capire esattamente dove si trovano questi flussi. Anche se questo può sembrare facile, in realtà i flussi sono mescolati con stelle CON aloni regolari e persino con altri flussi! Inoltre, ci sono degli errori nei dati, specialmente quando si esce dall'aureola, e questi devono essere tenuti in considerazione. Tutto ciò significa che dobbiamo applicare un'analisi matematica dettagliata alle stelle, che a sua volta porta a un problema computazionale molto difficile…

Parte III: Milkyway@home
Separazione
E’ qui che entra in gioco Milkyway@home. L'obiettivo della parte "Separazione" o "Stream Fit" di Milkyway @ home è di fare questa analisi - capire esattamente dove i grandi flussi di marea sono presenti nel grande “guazzabuglio” di stelle che è l'alone galattico. Per farlo abbiamo dovuto creare un modello matematico di strisce di dati SDSS (vedere la tesi di dottorato di Nathan Cole [pdf]) e un metodo per trovare il modo migliore per adattare questo modello ai dati SDSS effettivi. Ogni unità di lavoro “separazione” è una singola valutazione del modello, ovvero un singolo insieme di parametri per il modello che vengono confrontati con i dati reali. Ognuna di queste unità di lavoro determina quindi la probabilità che un dato insieme di parametri del modello corrisponda ai dati, e poi li invia al nostro server, il quale, a sua volta, usa queste informazioni per determinare il successivo set di parametri da testare e genera una nuova unità di lavoro - continuando fino a quando non vediamo un piccolo miglioramento delle probabilità: a quel punto possiamo quindi dichiarare un set di parametri che fornisce la migliore probabilità di corrispondenza dei dati (questo tipo di problema è chiamato un problema di massima verosimiglianza). In altre parole, il progetto di separazione cerca il modo migliore per descrivere i flussi nell'alone galattico. Una volta ottenuto ciò, otteniamo una descrizione molto accurata dei flussi di marea in un dato cuneo SDSS. (il cuneo è la parte visibile della mappatura galattica).
Progressi in corso: Siamo riusciti a terminare la descrizione della “Calotta Nord” galattica ("sopra" il disco galattico) che è parte del flusso di marea della galassia nana del Sagittario, e i risultati saranno presto pubblicati sull'Astrophysical Journal (marzo-aprile 2013). Alcune immagini di quel documento.
Il flusso del Sagittario, separato dai dati di fondo (vedi questo per maggiori informazioni)


Il percorso del flusso del Sagittario attorno alla galassia, rappresentato da una freccia per ogni striscia di dati SDSS che abbiamo analizzato. Per maggiori informazioni, vedere questo.


Lavori in corso: Milkyway@home sta attualmente studiando i flussi della Calotta Nord galattica  che non sono del Sagittario - stiamo analizzando di nuovo gli stessi dati, ma con il flusso del Sagittario rimosso: questo si è reso necessario poichè, con la presenza del Sagittario, gli altri flussi erano troppo deboli per essere trovati con precisione. Inoltre, ci stiamo preparando per iniziare a lavorare sulla Release 8 dei dati SDSS, che riempiono alcune aree del Calotta Sud galattica. Alla fine, una volta fatto tutto questo, analizzeremo lo sferoide stellare - le stelle nell'alone galattico che non appartengono ai flussi di marea delle galassie nane. Comprendere lo sferoide stellare è un argomento “caldo” e attuale in astronomia, quindi un'analisi approfondita sarà un grande successo! Se tutto va bene, il progetto di separazione dovrebbe essere completato tra la fine del 2013 e la metà del 2014.
N-body
Il progetto N-body su Milkyway@home simula galassie nane che collidono (o sono state distrutte) dalla Via Lattea. Queste collisioni/distruzioni spesso causano, come abbiamo detto, flussi di marea, come il Sagittario. Lo scopo del progetto N-Body è di abbinare le galassie nane simulate con i dati reali delle galassie nane e quindi limitare il potenziale gravitazionale della galassia (e, nel contempo, le proprietà delle galassie nane). Ecco un esempio di galassia nana che viene interrotta dalla gravità della Via Lattea (la Via Lattea non viene mostrata e si trova al centro dell'immagine):
 


Lavori in corso: Il progetto N-body è attualmente in fase di sviluppo ed è quasi stabile. A breve, eseguiremo dei test su di esso per verificare che le tecniche funzionino, quindi inizieremo ad eseguire le simulazioni su dati reali! Alla fine, speriamo di rendere N-body il progetto principale su Milkyway @ home e di aggiungere il supporto per GPU.
I lavori precedenti (e le pubblicazioni) possono essere trovati qui.
 
 
Disponibile un articolo di approfondimento che copre una parte della ricerca.

 



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