La radiazione delle galassie

Ricordi che lo spettro emesso dalle stelle è caratteristico delle sorgenti cosiddette termiche. La maggior parte della radiazione emessa da queste sorgenti ha frequenze vicine ad una frequenza caratteristica. Questa frequenza dipende dalla temperatura superficiale della sorgente. Quanto maggiore è la temperatura tanto più grande è questa frequenza caratteristica. Le temperature superficiali delle stelle variano da circa 1.000 gradi a circa 100.000 gradi. In corrispondenza il massimo della radiazione passa dal vicino infrarosso all'ultravioletto.

Lo spettro emesso dalla polvere è anch'esso tipico delle sorgenti termiche, ma con temperature molto basse, attorno ai 100 gradi sotto zero. La polvere emette radiazione nel lontano infrarosso.

Il tipo di radiazione emesso dal gas dipende dalle condizioni di densità e temperatura in cui si trova. Quando hai visto le sorgenti termiche hai scoperto che una sorgente è tale quando c'è un efficiente scambio di energia tra gli atomi e la radiazione, in modo che si raggiunge l'equilibrio termodinamico. Questo succede quando l'energia viene scambiata molto più rapidamente di quanto viene persa per irraggiamento. Nel caso di un gas a sua volta questo succede quando il gas è confinato in una regione, ed ha una densità tale per cui l'energia viene emessa solo dalla superficie. Se il gas è rarefatto la radiazione emessa da ogni suo atomo è libera di lasciare la regione e non viene quindi redistribuita.

Un gas denso emette quindi radiazione di tipo termico. Questa radiazione ha uno spettro che dipende solo dalla temperatura del gas, non dalla composizione chimica della sorgente. Viceversa da un gas rarefatto ci arriva direttamente la radiazione emessa dai suoi atomi o molecole. Gli atomi e le molecole sono capaci di emettere radiazione solo in un insieme limitato di frequenze. Lo spettro ci appare dunque discontinuo e l'emissione dipende dalla composizione del gas, oltre che dalla sua temperatura.

Nelle galassie il gas si trova di solito in condizioni rarefatte. Solo nelle stelle il gas viene compresso dalla forza di gravità. Lo spettro del gas ci appare quindi come un'insieme di righe. Gli atomi di un dato elemento chimico iniziano ad emettere quando il loro moto di agitazione raggiunge una data soglia. Superata questa soglia l'insieme di righe emesso dipende dalla temperatura del gas. Anche la radiazione che si osserva da un gas rarefatto dipende quindi dalla sua temperatura, perché questa determina quali elementi chimici emettono e con quale tipo di righe.

Il gas contenuto nell'Universo è costituito per la maggior parte di idrogeno (circa il 70%) ed elio (circa il 30%). Lo spettro della radiazione proveniente dal gas rarefatto delle galassie presenta quindi, a seconda della temperatura, un insieme di righe dovuto principalmente a questi due elementi.

Poiché la maggior parte della massa visibile delle galassie è contenuta nelle stelle, lo spettro delle galassie risulta praticamente la somma degli spettri stellari. In particolare la maggior parte della radiazione viene emessa dalle stelle più luminose. Le stelle più luminose di una galassia ellittica sono le giganti rosse (fredde). Lo stesso accade per l'alone e il bulbo delle galassie a spirale. Nel disco e nei bracci di spirale le stelle più luminose sono invece le stelle blu (calde).

Nelle galassie "normali" la maggior parte della radiazione viene dunque emessa nella regione dello spettro che va dal vicino infrarosso all'ultravioletto.