Profilo di luminosità delle galassie

Il profilo di luminosità di una galassia è un modo di descrivere come cambia la sua luminosità dal centro verso l'esterno. In una galassia la luce è più brillante al centro e si affievolisce progressivamente verso i bordi. Questa variazione della luminosità non è però identica in tutte le galassie. Per studiare come cambia questa luminosità, si misura quanto è forte la luce in diversi punti, soprattutto lungo una linea che passa per il centro della galassia, la sua "asse maggiore", ossia la linea più lunga che passa attraverso il centro di una galassia. Mettendo insieme tutte queste misure su un grafico, si può vedere un pattern (schema) che descrive la variazione della luminosità.

Le galassie ellittiche diventano meno luminose in un modo che può essere previsto da una formula chiamata "legge di de Vaucouleurs" (o distribuzione di de Vaucouleurs), dove la luminosità diminuisce con un tasso che cresce rapidamente in funzione del raggio (r) dal centro. La legge prende il nome dall'astronomo francese Gérard de Vaucouleurs che la propose nel 1948.

$$ I(r) = I_e \cdot exp \{ -7.669 \cdot [ ( \frac{r}{r_e})^{0.25} - 1 ] \} $$

Dove I(r) è la luminosità superficiale a una distanza r dal centro della galassia.

• r_e​ è il raggio effettivo entro il quale è contenuta metà della luminosità totale della galassia. Questo valore è anche noto come raggio effettivo di de Vaucouleurs.
• I_e​ è la luminosità superficiale alla distanza effettiva r_e​ ossia al raggio che contiene metà della luminosità totale della galassia..

Anche se si chiama "legge", in realtà la formula proposta da de Vaucouleurs non è una vera legge fisica, bensì è un modello empirico. È però diffuso chiamarla "legge" perché è un concetto molto radicato nell'astronomia del XX secolo.

Nelle galassie a spirale come la nostra Via Lattea, invece, il centro e le parti esterne (il "disco") si comportano diversamente in termini di luminosità. La parte centrale della galassia a spirale, il rigonfiamento chiamato "bulge", segue la legge di de Vaucouleurs, mentre il disco galattico intorno diventa meno luminoso in un modo diverso, che può essere descritto da un'altra formula.

$$ l(r) = l_e \cdot exp [ - \frac{r}{r_e} ] $$

In alternativa, per molte galassie a disco, come quelle a spirale, il profilo di luminosità può essere descritto meglio da una legge esponenziale, dove la luminosità scende costantemente con un tasso che decresce esponenzialmente man mano che ci si allontana dal centro. Entrambe queste formule matematiche utilizzate per descrivere il profilo di luminosità delle galassie si basano su osservazioni e modellizzazioni fisiche.

Un altro metodo per esplorare la luminosità delle galassie è usare le "isofote", che collegano tutti i punti con la stessa luminosità. Questi grafici sono simili alle isobare che mostrano le zone di pressione nelle previsioni meteo. Dalla forma delle linee di livello si possono dedurre alcune caratteristiche delle galassie. Ad esempio, nelle galassie ellittiche, queste linee di livello formano una serie di ellissi concentriche.

Studiare il profilo della luminosità delle galassie aiuta gli astronomi a capire non solo la distribuzione delle stelle all'interno delle galassie ma anche la presenza di materia oscura, la quale può influenzare il profilo di luminosità senza essere direttamente visibile.