Bulge: differenze tra le versioni

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[[File:Via_lattea_bulge.JPG|upright=1.4|thumb|Il bulge della [[Via Lattea]] è ben visibile in questa ricostruzione<ref>{{cita news|titolo=The Peanut at the Heart of our Galaxy|url=http://www.eso.org/public/news/eso1339/|accesso=14 settembre 2013|pubblicazione=ESO Press Release}}</ref>]]

In [[astronomia]], un '''bulge''' (rigonfiamento, detto ancheo '''Corebulbo galattico''') è un grupporigonfiamento di notevoli dimensioni formato da un granelevato numero di [[stella|stelle]]. Il termine comunemente si riferisce al gruppo centrale di stelle che si trova nella maggior parte delle [[galassia a spirale|galassie a spirale]]. Il nucleo delle galassie a spirale è solitamente composto da stelle di [[popolazione II]], piccole, rosse e vecchie che nacquero assieme alla [[galassia]] circa un miliardo di anni dopo il [[Big Bang]].

Si pensa che la maggior parte dei nuclei ospiti al suo interno un [[buco nero supermassiccio]]. Benché la prima osservazione diretta di un buco nero sia stata pubblicata solo nel 2019 (un'immagine del [[M87 (buco nero)|buco nero al centro della galassia "M87"]] ottenuta tramite numerose osservazioni [[interferometria|interferometriche]]), la loro esistenza era già stata comprovata indirettamente tramite l'osservazione di numerosi effetti (principalmente gravitazionali) che essi esercitavano sulla materia circostante.

Alcune galassie hanno bulgenuclei con stelle di [[Popolazionepopolazione I]] (giovani stelle blu), o una combinazione delle due popolazioni. Anche se questo caso non è ancora chiaro, è solitamente portato come prova diche ci sono state interazioni con un'altra galassia (es: [[fusioneGalassie interagenti|collisione di galassie]]), che invia nuovo [[gas]] al centro della galassiagalattico e favorisce la [[formazione stellare]].

== Bulge classico ==

[[File:Messier 81 HST.jpg|thumb|[[Messier 81]], una galassia con un bulge classico. La struttura a spirale termina dove inizia il rigonfiamento centrale.]]

Un bulge che ha proprietà simili a quelle delle [[galassie ellittiche]] viene definito "bulge classico".<ref>Allan Sandage, ''The Hubble Atlas of Galaxies'', Washington: Carnegie Institution, 1961.</ref> Questi rigonfiamenti sono composti principalmente da vecchie stelle di [[popolazione II]] caratterizzate da un colore rossastro.<ref name="Review">[[arxiv:0710.3104v1|The Galactic Bulge: A Review]].</ref> Queste stelle si muovono lungo orbite casuali rispetto al piano della galassia, dando al bulge la caratteristica forma sferica.<ref name=Review/> Data l'assenza di gas e polveri, nei rigonfiamenti centrali non si verifica praticamente alcuna attività di [[formazione stellare]]. La distribuzione della luce è descritta dal [[profilo di Sérsic]].

Si ritiene che i bulge classici siano il risultato della collisione di strutture più piccole. Convulse forze gravitazionali tendono a sconvolgere i movimenti orbitali delle stelle, dando luogo a orbite casuali che producono il rigonfiamento centrale. Se la galassia madre era ricca di gas, anche la conseguente [[forza di marea]] tende a plasmare il nuovo nucleo galattico. Nel caso di importanti [[Fusione galattica|fusioni galattiche]], le nubi di gas hanno maggiori probabilità di trasformarsi in nuove stelle, come conseguenza delle [[Onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] presenti nello scontro galattico. Secondo uno studio, circa l'80% delle galassie sono prive di un bulge classico, indicando che nelle loro evoluzione non sono state soggette a importanti processi di fusione.<ref name="kormendy2010">{{Cita pubblicazione|cognome1= Kormendy|wkautore=John Kormendy|nome1=J.|cognome2= Drory |nome2=N.|cognome3= Bender |nome3=R.|cognome4= Cornell |nome4=M. E.|titolo=Bulgeless Giant Galaxies Challenge Our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering|anno=2010|rivista=[[The Astrophysical Journal]]| volume = 723| numero = 1|pp=54-80| doi = 10.1088/0004-637X/723/1/54 | arxiv = 1009.3015| url = http://esoads.eso.org/abs/2010ApJ...723...54K| bibcode = 2010ApJ...723...54K}}</ref> Si ritiene che la frazione di galassie prive di bulge sia rimasta costante nell'Universo durante gli ultimi 8 miliardi di anni.<ref name="sachdeva2016">{{Cita pubblicazione|cognome1= Sachdeva |nome1=S.|cognome2= Saha |nome2=K.|titolo=Survival of Pure Disk Galaxies over the Last 8 Billion Years|anno=2016|rivista=The Astrophysical Journal Letters| volume = 820| numero = 1|pp=L4 | doi = 10.3847/2041-8205/820/1/L4 | arxiv = 1602.08942| url = http://esoads.eso.org/abs/2016ApJ...820L...4S| bibcode = 2016ApJ...820L...4S}}</ref>

Invece due terzi delle galassie nei densi [[Ammasso di galassie|ammassi di galassie]] (come l'[[Ammasso della Vergine]]) posseggono un bulge classico, il che dimostra l'effetto distruttivo causato dal loro affollamento.<ref name="kormendy2010" />

== Bulge a disco ==

Alcuni bulge hanno proprietà molto più simili a quelle delle regioni centrali delle [[galassie a spirale]] rispetto a quelle delle galassie ellittiche.<ref>C. Marcella Carollo, H.C. Ferguson, R.F.G. Wyse (a cura di), ''The formation of galactic bulges'', Cambridge, U.K.; New York: Cambridge University Press, 1999 (Cambridge contemporary astrophysics).</ref><ref name="kormendy2004">{{Cita pubblicazione|wkautore=John Kormendy|nome2=Jr. R. C.|cognome2=Kennicutt|anno=2004|titolo=Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies|rivista=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|volume=42|numero=1|pp=603-683|doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134024|bibcode=2004ARA&A..42..603K s2cid = 515479|url=http://esoads.eso.org/abs/2004ARA%26A..42..603K|cognome1=Kormendy|nome1=J.|arxiv=astro-ph/0407343}}</ref><ref name="athanassoula2005">{{Cita pubblicazione|cognome1= Athanassoula |nome1=E. |wkautore1=Lia Athanassoula |titolo=On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations|anno=2005|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| volume = 358| numero = 4|pp=1477-1488| doi = 10.1111/j.1365-2966.2005.08872.x| arxiv = astro-ph/0502316| url = http://esoads.eso.org/abs/2005MNRAS.358.1477A| bibcode = 005MNRAS.358.1477A}}</ref>

Questi bulge vengono chiamati "bulge a disco" o "pseudobulge". Il movimento delle stelle avviene su orbite ordinate, non casuali e situate nello stesso piano delle orbite delle stelle del [[disco galattico]] esterno. Differiscono pertanto in modo significativo dalle galassie ellittiche e dai loro bulge di tipo classico.

==Note==

<references/>

[[File:Via_lattea_bulge.JPG|300px|thumb|right|Il bulge della [[Via Lattea]] è ben visibile in questa immagine all'[[infrarosso]].]]

Il bulge nelle galassie a spirale è solitamente composto da stelle di [[Popolazione II]], piccole, rosse e vecchie. Nacquero assieme alla [[galassia]] molti miliardi di anni fa.

Si pensa che la maggior parte dei bulge ospiti al suo interno un [[buco nero supermassiccio]]. Tali buchi neri non sono mai stati osservati direttamente, ma esistono molte prove indirette, soprattutto dei loro effetti gravitazionali sulle stelle e sul gas interstellare, che permettono peraltro di stimarne la massa.

Alcune galassie hanno bulge con stelle di [[Popolazione I]] (giovani stelle blu), o una combinazione delle due popolazioni. Anche se questo caso non è ancora chiaro, è solitamente portato come prova di interazioni con un'altra galassia (es: [[fusione di galassie]]), che invia nuovo [[gas]] al centro della galassia e favorisce la [[formazione stellare]].

== Voci correlate ==

* [[Centro della Via Lattea|Bulbo della Via Lattea]]

* [[Nucleo galattico]]

* [[Alone galattico]]

* [[Disco galattico]]

== Altri progetti ==

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[[Categoria:Morfologia galattica]]

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[[ca:Bulb galàctic]]

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