LE GALASSIE SPIRALI


Le galassie spirali hanno la forma di un disco, con un nucleo globulare piu' o meno prominente detto bulge (bulbo)  e alcune braccia a spirale che si avvolgono attorno ad esso. Il tutto e' in rotazione attorno all'asse del disco, con una velocita' angolare che varia dal centro alla periferia. 
Le spirali vengono designate con la lettera S, seguita da una lettera (a, b o c) a seconda dell'importanza dei bracci. Nelle spirali di tipo Sa, i bracci sono piuttosto stretti e il nucleo e' preponderante, nelle Sb invece i bracci sono piu' prominenti e nelle Sc sono ancora piu' importanti rispetto al nucleo e hanno anche un aspetto piu' "diffuso". 

La nostra Galassia e' una spirale di tipo Sb, come M31, la galassia di Andromeda, mentre M33 e' una Sc. 
Le galassie spirali sono piuttosto numerose, hanno masse comprese tra 1 e 100 miliardi di volte quella del Sole e diametri di 70.000 anni luce in media. 
Di questo tipo di galassia fanno parte anche le spirali barrate, che si indicano con la notazione SB seguita dalle lettere a, b o c. Esse sono identiche alle precedenti, salvo per il fatto che le braccia partono dalle estremita' di una barra di stelle e gas che attraversa diametralmente il bulge, anziche' direttamente da questo. Le SB rappresetnano circa il 30 % del totale delle spirali. 



La galassia spirale M64 nella costellazione
della Chioma di Berenice. (SEDS)


Il contenuto di queste galassie e' piuttosto disomogeneo, a differenza delle ellittiche; la densita' della materia aumenta dalla periferia verso il centro.
Le galassie spirali possiedono una grande quantita' di gas mischiato a polvere, dal quale si formano tutt'ora molte nuove stelle; la quantita' di gas disponibile cresce dalle Sa alle Sc. Le stelle sono concentrate nel nucleo, nei bracci e in un alone di ammassi globulari disposti intorno alla galassia. Le stelle si distinguono all'incirca in due popolazioni, una piu' vecchia (popolazione II) nel bulge e nell'alone, una piu' giovane (popolazione I) concentrata per lo piu' nei bracci. 
La rotazione differenziale della galassia, cioe' la variazione della velocita' angolare con la distanza dal centro, produce nel gas delle onde di densita', cioe' delle concentrazioni alternate a vuoti. Inoltre, questo gas e' soggetto a processi violenti come l'esplosione di supernoave, che vi immettono grandi quantita' di energia e altro materiale, percio' la materia interstellare e' disposta in modo piuttosto irregolare, concentrata in nubi di varie dimensioni. E' da queste nubi che si formano le stelle. 

La galassia NGC 4639, una spirale che si trova alla distanza di 78 milioni di anni luce da noi, nell'ammasso della Vergine. Le regioni blu indicano la presenza di stelle giovani, tra le quali delle variabili Cefeidi, che vengono usate per stabilire la distanza delle galassie vicine. La distanza calcolata con le Cefeidi e' stata confrontata con quella ottenuta mediante la supernova 1990N, di tipo Ia, ed e' stata confermata l'attendibilita' delle supernovae di questo tipo come indicatori di distanza. (HST)


La galassie spirale barrata NGC 1365, nel'ammasso di galassie detto Fornace. Una galassie barrata e' caratterizzata da una barra di stelle, gas e polvere nel suo centro. (HST) L'immagine in bianco e nero e' stat presa da un telescopio a terra.


Il centro della galassia M51, una spirale situata nella costellazione dei Cani da Caccia. Il nucleo della galassia, al centro dell'immagine, ha un diametro di 80 anni luce e una luminosita' pari a quella di cento milioni di volte quella del Sole. Si stima che l'eta' di quelle stelle sia all'incirca di 400 milioni di anni. (HST)


A sinistra, un'immagine della galassia spirale NGC 253 presa con un telescopio da terra. La galassia e' situata a circa 8 milioni di anni luce da noi, nella costellazione dello Scultore. A destra, un'immagine del nucleo della galassia presa dal Telescopio Spaziale Hubble. Questa regione della galassia, delle dimensioni di 1000 anni luce, e' sede di formazione stellare violenta. (HST)