Bulge: differenze tra le versioni

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== Bulge classico ==

[[ImageFile: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>[https://arxiv.org/abs/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 ad 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">{{citeCita journalpubblicazione| last1 cognome1= Kormendy| author-link wkautore= John Kormendy| first1 nome1= J.| last2 cognome2= Drory | first2 nome2= N.| last3 cognome3= Bender | first3 nome3= R.| last4 cognome4= Cornell | first4 nome4= M. E.| title titolo= Bulgeless Giant Galaxies Challenge Our Picture of Galaxy Formation by Hierarchical Clustering| year anno= 2010| journal rivista= [[The Astrophysical Journal]]| volume = 723| issuenumero = 1| pages 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| hdl = 2152/35173| s2cid = 119303368}}</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">{{citeCita journalpubblicazione| last1 cognome1= Sachdeva | first1 nome1= S.| last2 cognome2= Saha | first2 nome2= K.| title titolo= Survival of Pure Disk Galaxies over the Last 8 Billion Years| year anno= 2016| journal rivista= The Astrophysical Journal Letters| volume = 820| issuenumero = 1| pages 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| s2cid = 14644377}}</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">{{citeCita journalpubblicazione| last1 cognome1= Kormendy| author-link wkautore= John Kormendy | first1 nome1= J.| last2 cognome2= Kennicutt | first2 nome2= Jr. R. C.| title titolo= Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies| year anno= 2004| journal rivista= Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volume = 42| issuenumero = 1| pages pp= 603–683| doi = 10.1146/annurev.astro.42.053102.134024| arxiv = astro-ph/0407343 | url = http://esoads.eso.org/abs/2004ARA%26A..42..603K| bibcode = 2004ARA&A..42..603K s2cid = 515479}}</ref><ref name="athanassoula2005">{{cite journal Cita pubblicazione| last1 cognome1= Athanassoula | first1 nome1= E. | author1-link wkautore1= Lia Athanassoula | title titolo= On the nature of bulges in general and of box/peanut bulges in particular: input from N-body simulations| year anno= 2005| journal rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| volume = 358| issuenumero = 4| pages 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.