LE GALASSIE

Le galassie sono enormi insiemi di stelle e di gigantesche nubi di gas e polvere. Esse sono i "mattoni" che compongono l'universo, il quale ne contiene miliardi.
Una galassia costituisce anch'essa, in piccolo, un vero e proprio universo a sè stante: è un sistema autogravitante, che generalmente si evolve separatamente dalle altre galassie.
In realtà, spesso due o più galassie vicine interagiscono tra loro, si avvicinano deformandosi a causa della reciproca attrazione gravitazionale, o addirittura si scontrano dando luogo a fenomeni molto violenti.
 

É solo da pochi decenni che si è compreso che cosa sono effettivamente le galassie. Quando gli strumenti di osservazione non erano così potenti come quelli di oggi, infatti, esse apparivano come piccole regioni luminose dall'aspetto nebuloso, non risolto, presenti in tutte le direzioni sulla volta celeste. Fino all'inizio degli anni '20 si pensava che queste cosiddette "nebulose spirali" fossero oggetti appartenenti alla nostra galassia, della quale ancora non si conoscevano esattamente le dimensioni.
Nel 1920 si scoprì che le stelle di tipo esplosivo chiamate novae appartenevano in realtà a due categorie: le novae vere e proprie e le supernovae, molto più luminose. Questa scoperta fu molto importante, perchè si capì che una nova osservata nella nebulosa di Andromeda nel 1885 era invece una supernova. Il fatto che fosse apparsa luminosa come le novae della nostra galassia indicava che era molto più distante: la nebulosa di Andromeda era quindi esterna alla Via Lattea.
Fu solo nel 1924 che l'astronomo Edwin Hubble, con il telescopio del Monte Wilson, riuscì a risolvere alcune regioni della nebulosa di Andromeda, confermando che si tratta di una galassia vera e propria, esterna alla nostra. Andromeda è una delle galassie più vicine alla Via Lattea: dista da noi "soltanto" due milioni di anni luce.

Le galassie hanno forme, dimensioni e masse molto diverse tra loro. Ci sono galassie giganti, che contengono 10.000 miliardi di stelle, e galassie nane che ne contengono poche centinaia di migliaia. Le galassie spirali hanno diametri medi intorno ai 70 mila anni luce, ma una delle più grandi galassie di questo tipo, NGC 1961, ha un diametro di 300 mila anni luce e una massa pari a circa 2000 miliardi di volte quella del Sole.
Tra le galassie ellittiche è facile trovarne di ancora più grandi, con dimensioni di oltre 300 mila anni luce e masse fino a 10mila miliardi di volte la massa del Sole; sempre di questo tipo morfologico fanno parte le galassie nane, che hanno dimensioni di appena 5000 anni luce e masse di solo pochi milioni di volte quella del Sole.
 
 
 

Classificazione delle galassie
 

Le galassie hanno forme e caratteristiche diverse e vengono classificate in tre grandi categorie: le galassie a spirale, quelle ellittiche e quelle irregolari.
Le galassie spirali hanno la forma di un disco, in rotazione attorno al proprio asse, con delle braccia a spirale che si dipartono da un nucleo centrale e lo avvolgono; sono ricche di gas e le braccia contengono stelle giovani, mentre il nucleo contiene stelle più vecchie. Nelle galassie spirali si formano tuttora stelle, in modo più o meno intenso.
Le galassie ellittiche hanno la forma di un ellissoide più o meno schiacciato, sono molto povere di gas e possiedono quasi solo stelle vecchie. In questo tipo di galassie non si formano più stelle, non essendoci più gas disponibile.
Le galassie irregolari hanno una forma non ben definita, sono ricche di gas, polvere e stelle giovani. In questo tipo di galassie la formazione di stelle è molto intensa.

Della classificazione fanno parte anche le cosiddette "galassie lenticolari" o S0, un tipo di galassia che sta a metà tra una spirale e un'ellittica. Le S0 hanno una forma schiacciata, a disco, ma non presentano i caratteristici bracci delle spirali.
 
 
 

La galassia lenticolare M85, di tipo S0, nella costellazione della Chioma di Berenice. (SEDS)

 
 
 

La galassia NGC 5866, di tipo S0, nella costellazione del Drago. (University of Arizona Astronomy Club)

 

La galassia M100 è una delle più brillanti dell'Ammasso della Vergine. É una galassia a spirale, come la Via Lattea, visibile quasi frontalmente, e dista da noi decine di milioni di anni luce. (HST)

Le galassie si sono formate poco tempo dopo la nascita dell'universo, cioè all'incirca da quindici miliardi di anni. All'inizio erano soltanto delle enormi nubi di gas, principalmente idrogeno, con una certa percentuale di elio.
Queste nubi hanno subito un'instabilità gravitazionale che le ha portate a frammentarsi e a collassare su se stesse, formando stelle.
Nel caso delle galassie ellittiche, si sono formate subito molte stelle quasi contemporaneamente, ed è rimasto pochissimo gas disponibile per la formazione di altre stelle. Queste galassie sono perciò rimaste "congelate" nella forma che avevano all'inizio della propria evoluzione.
Nelle galassie spirali, invece, le stelle si sono formate più lentamente, lasciando ancora molto gas disponibile. Il gas e le stelle hanno cominciato a ruotare sempre più velocemente, assumendo la forma schiacciata di un disco, mentre la formazione di stelle è continuata in modo graduale.
 

Le componenti delle galassie
 

Le componenti principali delle galassie sono le stelle. In una stessa galassia possono coesistere stelle giovani e vecchie, formate cioè in tempi diversi, con frequenza e modalità che variano da un tipo di galassia all'altro.
Le stelle possono essere isolate, oppure raggruppate in insiemi detti ammassi. Gli ammassi contengono stelle più o meno della stessa età, che si sono formate da una stessa nube di gas. Essi si dividono in due categorie, gli ammassi aperti e quelli globulari. Gli ammassi aperti sono insiemi di qualche centinaio o migliaio di stelle, hanno forma irregolare e contengono stelle giovani e massicce. Quando esse si evolvono, dopo qualche decina o centinaio di milioni di anni, l'ammasso si disgrega, perchè l'attrazione gravitazionale delle stelle che lo compongono non è sufficiente a tenerle unite.
 

Questa immagine è stata ottenuta dalla sovrapposizione di immagini in luce ultravioletta, visibile e infrarossa. Essa mostra in dettaglio due ammassi di stelle nella Grande Nube di Magellano, una delle galassie più vicine alla nostra. Questi ammassi si trovano alla distanza di 166 mila anni luce da noi. (HST)

 
 

Gli ammassi globulari sono insiemi di stelle di forma sferica, che possono contenere fino a 300mila stelle, concentrate in regioni di poche centinaia di anni luce. Dato il gran numero di stelle che racchiudono, si tratta di formazioni stabili, gravitazionalmente legate, a differenza deli ammassi aperti. Sembra che gli ammassi globulari si formino nella fase iniziale di vita di una galassia. Essi si trovano sia nelle galassie ellittiche, dispersi nella galassia, che in quelle spirali, per lo più raggruppati in aloni sferici attorno ad esse.
 

L'ammasso globulare G1, contenente almeno 300 mila stelle vecchie. Esso orbita attorno alla galassia di Andromeda (M31), la grande galassia spirale a 2 milioni di anni luce dalla Via Lattea. G1 è l'ammasso globulare più brillante di tutte le galassie del Gruppo Locale, gruppo che comprende la Via Lattea e un'altra ventina di galassie. (HST)

 
 
 

L'ammasso globulare M15 in Pegaso.  (HST)

Una galassia è costituita anche da un insieme di gas e polveri e ioni che prende il nome di materia interstellare.
Dopo le stelle, la componente più importante di una galassia di tipo spirale o irregolare è il gas; principalmente si tratta di idrogeno, con una percentuale minore di elio, e tracce di gas come l'ossido di carbonio (CO), il metano (CH₄), l'ammoniaca (NH₃) e il vapore acqueo (H₂O).
Il gas si trova aggregato in nubi spesso molto grandi, e può trovarsi in diversi stati: ci sono nubi di idrogeno neutro allo stato molecolare (H₂), molto fredde e dense; nubi di idrogeno neutro allo stato atomico, un pò più rarefatte, che prendono il nome di regioni HI; nubi di idrogeno ionizzato, caldo e rarefatto, che circondano le stelle giovani e massicce e che vengono dette regioni HII.
Le nubi molecolari hanno densità di 10³-10⁴ grammi per cm³ e temperature dell'ordine dei 10 gradi sopra lo zero assoluto, cioè -263 ^oC ! In queste nubi si formano le nuove stelle , infatti in esse il gas è abbastanza denso da poter collassare in risposta ad una perturbazione gravitazionale. Questo gas contiene anche alcune molecole oltre all'idrogeno H_2:  l'ossido di carbonio(CO), il radicale cianogeno (CN), il radicale metilidina (CH), il radicale ossidrile (OH), l'acqua (H₂O), la formaldeide (H₂CO), l'ammoniaca (NH₃), ecc.
Nelle regioni HI, l'idrogeno ha temperature dell'ordine di 100-300 gradi Kelvin, cioè inferiori a 30 ^oC, e densità di circa 100 particelle per cm³.
L'idrogeno neutro è una componente molto importante delle galassie spirali e irregolari, perchè è presente un pò dappertutto e può essere rivelato fino a grandi distanze. A quelle densità e temperature, infatti, l'idrogeno emette una riga spettrale con lunghezza d'onda di 21 cm, cioè nella banda delle onde radio. La radiazione di quelle lunghezze d'onda non subisce alcun disturbo da parte dell'atmosfera terrestre o di nubi di gas interstellare, quindi la riga a 21 cm permette di rivelare la presenza di HI anche a grandi distanze, e attraverso il suo redshift se ne può studiare anche il moto. In questo modo sono stati ricostruiti i moti di rotazione di molte galassie spirali.
Le regioni HII sono zone di gas ionizzato che circondano le stelle giovani e massicce. Queste stelle si formano iniziamente in nubi di gas neutro, ma quando le reazioni nucleari si accendono al loro interno, la loro temperatura sale e la radiazione che emettono diventa così energetica da strappare gli elettroni agli atomi del gas, e di riscaldarlo fino a circa 10mila gradi. Quando la stella, evolvendosi, si raffredda, anche il gas si raffredda e gli elettroni si ricombinano agli ioni.
Questo gas  è riconoscibie anche a grandi distanze, grazie al fatto che alcuni elementi presenti in piccole quantità assieme all'idrogeno (ossigeno, azoto, zolfo, ecc...) emettono righe spettrali molto intense e caratteristiche, visibili anche in altre galassie.

Mescolati al gas interstellare si trovano anche dei grani di polvere, composti per lo più da silicati, grafite e altri materiali carbonacei. I grani si sono formati per condensazione degli elementi chimici più pesanti dell'elio; questi vengono sintetizzati all'interno delle stelle nel corso delle reazioni di fusione nucleare, e poi rilasciati nello spazio dal vento stellare o in fenomeni come l'esplosione di supernovae.

Una componente importante di molte galassie sembra essere la materia oscura: si tratta di una forma di materia di natura ancora sconosciuta, che permea tutto l'universo. Essa non emette nè assorbe radiazione e perciò non è rivelabile in altro modo se non attraverso i suoi effetti gravitazionali sulla materia visibile, come le stelle o il gas. L'analisi della dinamica di molte galassie, e quindi del campo gravitazionale al quale esse sono soggette, ha rivelato alcune anomalie. Soltanto ipotizzando che queste galassie siano circondate da giganteschi aloni massicci di materia oscura si possono spiegare quetse anomalie. Anche le galassie negli ammassi sembrano legate tra loro da enormi quantità di  materia oscura.
 

Le nubi di gas e polvere contenuti nel disco della nostra galassia oscurano una parte del cielo extragalattico. Le galassie nascoste da queste nubi possono essere rivelate attraverso l'emissione di una riga nella banda radio, con lunghezza d'onda di 21 cm, da parte dell'idrogeno neutro che esse contengono. Questa lunghezza d'onda riesce a penetrare attraverso le nubi ed arrivare fino a noi. La galassia Dwingeloo 1, che vediamo in quest'immagine, è stata scoperta in questo modo. (HST)

 

Le scale di distanza in astrofisica
 

Gli astronomi ricavano le distanze degli oggetti celesti con metodi diretti (per gli astri più vicini della nostra galassia) o indiretti, attraverso l'uso degli indicatori di distanza. Gli indicatori di distanza sono corpi celesti dalle proprietà particolari, che consentono di ricavare la loro distanza in maniera abbastanza precisa.
Per esempio, un indicatore molto potente è la supernova: se si osserva una supernova in una galassia distante, dalla distanza della supernova si può ricavare anche quella della galassia.

Una delle fondamentali scoperte della cosmologia moderna è che tutte le galassie si stanno allontanando l'una dall'altra con una velocità relativa V tanto maggiore quanto più distanti sono tra loro. Questo fatto è espresso dalla legge di Hubble

V = H_o d

dove d è la distanza della galassia e H_o è la costante di Hubble. Un metodo di misura attendibile della distanza delle galassie rispetto a noi è di fondamentale importanza per ricavare il valore della costante di Hubble, mentre la loro velocità si può ricavare dal redshift dello spettro.

Ogni indicatore di distanza, prima di poter essere usato, deve essere calibrato mediante altri indicatori più elementari. I più semplici indicatori di distanza sono le stelle giovani e luminose che si trovano nei dintorni del Sistema Solare. Essendo vicine a noi, le distanze di queste stelle possono essere ricavate usando metodi geometrici come la parallasse . Dalla loro luminosità apparente e dalla loro distanza si ricava la luminosità o magnitudine assoluta. Se si riesce ad attribuire una magnitudine che sia la stessa per tutte le stelle di un dato tipo spettrale, quando vengono osservate stelle dello stesso tipo spettrale a distanza maggiore, dalla magnitudine apparente e da quella assoluta si può ricavarne la distanza. In pratica, dunque, queste stelle agiscono come "candele campione".

Altri indicatori di distanza primari sono le stelle variabili Cefeidi.
Queste stelle hanno variazioni periodiche di luminosità dovute alla pulsazione dei loro strati più esterni; si è scoperto che il periodo di pulsazione è tanto maggiore quanto più luminosa è la stella "in quiete". Dalla misura del periodo di pulsazione di una stella variabile si può ricavare la sua magnitudine assoluta e poi, dalla sua magnitudine apparente, si ricava la distanza.
Le Cefeidi vengono usate per ricavare le distanze di galassie vicine, in quanto si tratta di stelle giganti molto luminose e visibili anche a distanze di una decina di milioni di anni luce e più.

Indicatori di distanza secondari sono le novae e le supernovae, stelle che esplodono raggiungendo luminosità molto elevate. Esse vengono usate per misurare le distanze di galassie così distanti da potervi distinguere solo gli oggetti più brillanti. Le novae e le supernovae hanno delle caratteristiche costanti nelle loro curve di luce (cioè nell'andamento della luminosità nel tempo). Per esempio, tutte le supernovae di un certo tipo hanno la stessa magnitudine assoluta nel momento in cui raggiungono l'apice del loro splendore: misurandone la magnitudine apparente, siamo in grado di ricavare la sua distanza.
 

Gli ammassi di galassie
 

Tutte le strutture dell'universo mostrano una tendenza a raggruparsi seguendo una gerarchia: i pianeti in un sistema planetario, le stelle in ammassi, gli ammassi in galassie. Allo stesso modo, anche le galassie tendono ad unirsi in gruppi di qualche decina di membri; a loro volta, più gruppi si riuniscono in ammassi di galassie, i quali, insieme ad altri ammassi, formano superammassi.
La nostra Galassia fa parte del Gruppo Locale, uno dei gruppi di galassie più poveri; due sole galassie dominano il Gruppo Locale, la nostra e M31 (la galassia di Andromeda), che insieme costituiscono circa l'80% della massa del sistema. Le altre galassie sono più piccole, come la spirale M33, o addirittura satelliti delle più grandi; per esempio, la Piccola e la Grande Nube di Magellano sono due piccole galassie satelliti della nostra, che si trovano a circa 180.000 anni luce da noi. Il Gruppo Locale ha un diametro di circa 5-6 milioni di anni luce.
Gli ammassi di galassie sono già noti dagli anni '30; il primo è stato scoperto nella costellazione della Chioma di Berenice, e prende il nome di ammasso della Coma: si trova ad una distanza di 350 milioni di anni luce,e comprende un migliaio di galassie. L'ammasso più ricco è quello della Vergine, nell'omonima costellazione, che contiene 2500 galassie, e si trova a 50 milioni di anni luce da noi. Il diametro dei più grandi ammassi di galassie è intorno ai 60 milioni di anni luce, anche se non è facile determinarne i confini, perchè la densità di galassie diminuisce gradualmente verso l'esterno e spesso un ammasso si confonde con quello vicino.
Ci sono ammassi regolari, di forma sferoidale, che contengono essenzialmente galassie ellittiche, ed ammassi irregolari, che somigliano agli ammassi aperti di stelle e contengono galassie di ogni tipo.
Le galassie di un ammasso sono immerse in un alone di gas caldissimo, che emette radiazione nella banda dei raggi X.
Le galassie sono dotate di un moto all'interno dell'ammasso, e a volte interagiscono scontrandosi tra loro. Spesso al centro di questi ammassi  si trova una galassia ellittica gigante; in origine questa era probabilmente una galassia di dimensioni normali, ma a causa degli scontri con altre galassie ha cominciatoa fondersi con esse fino ad "inghiottirle", in un fenomeno che viene detto cannibalismo galattico. I processi di interazione tra galassie sono molto violenti e coinvolgono grandi quantità di energia. In molti casi l'interazione di due galassie porta alla loro fusione; inoltre essa provoca un aumento della formazione di stelle nelle galassie che la subiscono, e sembra che sia coinvolta anche in fenomeni come le galassie attive.
 Sembra che le galassie interagenti abbiano avuto (e abbiano tuttora) un ruolo fondamentale nell'evoluzione dell'Universo e nel modificare delle sue proprietà su larga scala, come il numero o la densità di galassie.
 
 

Gli ammassi di galassie tendono a volte a raggrupparsi in superammassi; il Gruppo Locale, per esempio, fa parte di un superammasso con la forma di un ellissoide schiacciato, il cui centro corrisponde all'ammasso della Vergine e il cui diametro raggiunge i 100 milioni di anni luce. L'analisi del redshift del loro spettro ha mostrato che, sovrapposto al moto generale di espansione dell'universo, esiste un moto proprio delle galassie e degli ammassi; essi tendono a muoversi verso un punto dello spazio dove si pensa esista una enorme concentrazione di materia, detta Grande Attrattore, che esercita una grandissima attrazione gravitazionale sulle galassie, anche a distanze elevate.
 

La galassia spirale M100 in un'immagine del Telescopio Spaziale Hubble, che mostra nei dettagli i bracci a spirale. M100 fa parte dell'enorme Ammasso della Vergine, insieme a circa altre 2500 galassie, ed è visibile nella costellazione della Chioma di Berenice. (HST)

 
 
 
 

ANIMAZIONI

La formazione delle galassie, MPEG, 2,4 Mb (STScI)

Le scale di distanza in astrofisica, MPEG, 491 Kb (STScI)

Lo spettro della galassia M81, MPEG, 433 Kb (STScI)

In quest'ultimo filmato viene mostrato dapprima lo spettro di M81 nell'ultravioletto (dominato dalle stelle di età intorno al milione di anni) e poi lo spettro nel rosso (dominato dalle stelle di età intorno ai 5 miliardi di anni).