Perché le braccia a spirale delle galassie si srotolano quando affrontano il vento cosmico?

Quando una galassia a spirale attraversa il gas caldo che riempie i gruppi di galassie, subisce una spinta chiamata "ram pressure stripping". Immagina di correre contro il vento: la tua giacca si solleva e il tessuto si stira. Nelle simulazioni, se la galassia si presenta di lato al vento, non si forma la classica coda a medusa, ma le sue braccia a spirale si srotolano, come se fossero dei nastri che si allentano. Gli astronomi hanno creato un modello di una galassia ricca di gas, in formazione di stelle, che si muove in un ambiente di gas intracluster (ICM). Hanno analizzato le asimmetrie sia nel gas che nelle stelle usando una scomposizione di Fourier, un metodo che scompone la forma in onde sinusoidali. I risultati mostrano che il gas si srotola molto più visibilmente delle stelle, ma anche la componente stellare presenta un lieve srotolamento. Con il tempo, l'ampiezza dell'asimmetria cresce e la zona interessata si sposta verso il centro della galassia. In pratica, le braccia di gas si allungano e si avvolgono meno rispetto a quelle stellari. Capire questo fenomeno aiuta gli osservatori a distinguere le galassie che perdono gas per il vento cosmico da quelle deformate da altri processi, come interazioni gravitazionali.

Il ram pressure stripping (RPS) è una forza dinamica che agisce su una galassia quando il suo moto relativo rispetto al mezzo intergalattico genera una pressione pari a \(P_{ram}=\rho_{ICM} v^2\), dove \(\rho_{ICM}\) è la densità del gas intracluster e \(v\) la velocità della galassia. Nei modelli idrodinamici, la componente gassosa è trattata con equazioni di Navier‑Stokes, mentre le stelle sono rappresentate da particelle collisionless. La scomposizione di Fourier dell'intensità di densità gassosa \(\Sigma_g(r,\phi)\) consente di isolare il termine \(m=2\) (spirale a due bracci) e di monitorare l'evoluzione dell'ampiezza \(A_2(r,t)\). I risultati mostrano che \(A_2\) cresce con \(t\) e che il raggio \(R_{asym}\) dove l'asimmetria è massima si sposta verso l'interno, indicando un trasferimento di momento angolare dal disco esterno al nucleo. La differenza tra gas e stelle deriva dal fatto che il gas è dissipativo: subisce shock e raffreddamento radiativo, facilitando la formazione di strutture a bassa densità e l'allungamento delle braccia. Le stelle, invece, conservano il loro moto orbitale quasi Keplero, quindi la risposta è più lenta e meno marcata. Queste simulazioni forniscono curve di riferimento per l'osservazione di galassie in cluster, suggerendo che la misura dell'\(A_2\) nel gas HI o CO può essere un indicatore robusto di RPS, distinguibile da asimmetrie indotte da interazioni tidal o bar. Inoltre, la migrazione verso l'interno di \(R_{asym}\) può essere correlata al tempo di attraversamento del cluster, offrendo una sorta di "cronometro" per la storia dinamica della galassia.