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Galassie
Morfologia delle galassie
 Nei
testi
risalenti
alla
fine
del XVIII secolo
le
galassie
venivano
citate
come
nebulose,
come
mai?
Eppure
già
dalla
metà
dell'800
alcuni filosofi ipotizzarono che molti degli oggetti
apparentemente
nebulari disseminati sulla volta celeste fossero, in realtà, sistemi stellari
separati
dalla
nostra Galassia.
Il
motivo
principale
per
il
quale
si
continuò
a
lungo
a
chiamarle
"nebulose"
lo
si
deve
alla
scarsa conoscenza della struttura e delle dimensioni della nostra Galassia, unita all'enorme distanza e al conseguente indebolimento della luce emessa dalle galassie
esterne.
Ciò
fece sì che dovessero passare
molti
anni prima della prova definitiva della loro natura
extragalattica,
che
arrivò
solo
nel 1925,
quando
l'astronomo americano
Edwin
Hubble, studiando la curva di luce di alcune
stelle
variabili cefeidi8
scoperte nella galassia di
Andromeda
(immagine
a
sinistra), riuscì a dimostrare in modo inequivocabile che questa era a oltre un milione di anni-luce di distanza e che quindi si poneva ben al di fuori del nostro sistema
stellare
(vedi
anche
Misurazione
delle
distanze).
Nacque
così
l'astronomia
extragalattica, una nuova branca
dell'astronomia
moderna
che,
grazie
al progredire degli strumenti e delle tecniche di osservazione,
portò a un rapido accumularsi di dati riguardanti le caratteristiche fisiche e strutturali delle galassie
esterne.
Le
scoperte
di
altre
galassie
sempre
più
lontane
e
la
constatazione
delle
diversità
morfologiche,
rese
necessaria
una classificazione sistematica degli oggetti osservati. Il primo schema ad essere accettato
dal
mondo
scientifico
fu quello proposto da Hubble nel 1929,
il
quale
divideva le galassie in tre tipi fondamentali: le galassie
ellittiche, le
spirali e le
irregolari. Le galassie
ellittiche
vennero
divise a loro volta in due tipi:
ordinarie e
barrate.
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L'astronomo
americano
E.
Hubble
ipotizzò
anche
che
le
galassie
ellittiche
potessero
essere
al
primo
stato
di
una
sequenza
evolutiva
che,
in
seguito
all'appiattimento
del
disco,
continuava
con
la
formazione
delle
braccia
che
caratterizzano
le
galassie
a
spirale
e
proseguiva
con
la
successiva
dispersione
delle
braccia
rendendole
irregolari.
Questa
teoria
non
trova
però
una
collocazione
ad
alcune
galassie
di
difficile
interpretazione
che
sono
state
scoperte
in
seguito
come
avvenne
per
le
galassie
lenticolari
con
le
quali
si
è
tentato
di
fornire
una
parziale
conferma
alla
teoria
di
Hubble
poiché
queste
hanno
un
disco,
ma
non
sono
dotate
di
braccia
e
sembravano
essere
una
via
di
mezzo
fra
le
ellittiche
e
le
spirali.
Ancora
non
si
sa
però
se
siano
in
un
reale
periodo
intermedio
o
se
siano
di
una
categoria
autonoma.
In
onor
suo
è
stato
chiamato
Hubble
il
telescopio
spaziale
HST
(Hubble
Space
Telescope)
illustrato
a
sinistra,
grazie
al
quale
oggi
sappiamo
molto
di
più
su
questi
oggetti
e
possiamo
mostrare
le
stupende
immagini
sottostanti.
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Galassie
ellittiche.
Hanno forma sferica o ellissoidale e appaiono come batuffoli la cui luminosità decresce lentamente e in modo uniforme con l'aumentare della distanza dal centro. Non mostrano alcun dettaglio strutturale; non presentano condensazioni o nubi di polvere e sono formate solo da stelle di
popolazione II. Il grado di schiacciamento (o ellitticità) varia molto da galassia a galassia.
Per dare una misura approssimata di tale ellitticità si fa uso di un parametro E, definito la parte intera della quantità 10 dove (1- ) a e b sono, rispettivamente, l'asse maggiore e l'asse minore della galassia; E varia tra 0, per le galassie ellittiche di forma
pressoché sferica - dette per l'appunto E-0
(immagine
a
sinistra)
- e 7 per le galassie più schiacciate
(E-7,
immagine
a
destra). Va sottolineato però che
l'ellitticità è determinata, oltre che dallo schiacciamento intrinseco della galassia stessa, anche dall'inclinazione della galassia rispetto all'osservatore. Quanto più la galassia è inclinata, tanto più essa appare schiacciata. La mancanza di dettagli superficiali, che permettano di identificare il piano di simmetria dell'oggetto, rende estremamente difficile separare i due effetti. In prima approssimazione, il maggiore o minore grado di schiacciamento delle galassie ellittiche è legato alla loro maggiore o minore velocità di rotazione ed alla conseguente maggiore o minore forza
centrifuga
(Foto:
NGC
4374).
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Galassie a spirale
ordinarie.
Questo tipo di
galassie
sono simili alla nostra
Via
Lattea.
Le
loro
caratteristiche più appariscenti sono le strutture curve, allungate ed estremamente luminose, dette "bracci di
spirale", che si dirarnano da un brillante nucleo centrale. Uno studio più accurato mostra che tali galassie sono costituite da due componenti principali: un rigonfiamento centrale a forma di ellissoide più o meno schiacciato, con proprietà simili a quelle delle galassie ellittiche ed un sottile disco formato da stelle ed abbondanti quantità di polveri e
gas che lo circonda. Le dimensioni relative del disco e del nucleo, il numero, la forma e lo spessore dei bracci sono estremamente variabili da galassia a galassia. È quindi conveniente dividerle in sottogruppi in base alle dimensioni relative del nucleo e del disco e alla compattezza dei bracci a spirale. Si dicono di tipo "Sa" le galassie con nucleo grande rispetto al disco e con bracci molto fitti e
compatti; di tipo
"Sb",
"Sc"
e
"Sd"
quelle invece con nucleo
sempre
più
piccolo
e
bracci
sempre
più estesi e ben
separati
(Foto:
NGC
6744). |
Galassie a spirale
barrata.
Oltre al nucleo e al disco presentano anche una terza componente di forma grossolanamente cilindrica detta "barra". La barra è generalmente simmetrica rispetto al nucleo e dalle sue estremità si diramano i bracci di spirale. Talvolta i bracci si originano in un punto qualsiasi di un anello luminoso, centrato sul nucleo e con diametro coincidente con le dimensioni della barra. L'aspetto della barra, così come quello del nucleo e dei bracci, sono molto variabili.
Anche in questo caso si seguono gli stessi criteri usati per le galassie a spirale ordinarie e si creano i sottogruppi
SBa,
SBb,
SBc,
SBd
(Foto
NGC
1365).
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Galassie
lenticolari.
In un secondo tempo ci si accorse dell'esistenza di un ulteriore tipo di galassie aventi caratteristiche intermedie tra quelle delle ellittiche e quelle delle spirali. Assomigliano a spirali ordinarie da cui siano state eliminate tutte le polveri a la maggior parte del
gas (Foto:
NGC
7742).
Galassie
irregolari.
Sono galassie in cui non è possibile riconoscere alcuna simmetria. Sono ricche di polveri e di altra materia interstellare. Hanno, in genere, massa e luminosità piccole.
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Volendo
fare
una
statistica,
il
13%
delle
galassie
sono ellittiche,
il
22%
sono
lenticolari,
il
61%
sono
spirali ordinarie o
barrate
e
le rimanenti irregolari. Va tuttavia sottolineato che la classificazione esposta è puramente morfologica e che non esiste una corrispondenza biunivoca tra la forma delle galassie e le loro caratteristiche fondamentali. Per essere più chiari: nell'ambito di uno stesso tipo di galassie, parametri come la massa, la luminosità, il tipo spettrale, il contenuto percentuale di polveri e gas, ecc., non sono costanti, ma variano all'interno di un intervallo piuttosto ampio di valori.
Distribuzione delle galassie
Le galassie non si proiettano sulla sfera celeste in modo uniforme ma tendono a raggrupparsi in gruppi o "ammassi" più o meno numerosi e più o meno densamente popolati. Anche la
Via
Lattea
fa parte di un piccolo ammasso detto
"Gruppo
locale", formato da 32 oggetti distribuiti in un volume di circa 10 Mpc cubici e comprendente, oltre alla
nostra
Galassia, le Nubi di Magellano (le sorelle minori, della Via Lattea), la galassia di Andromeda ed i suoi satelliti NGC 221 e NGC 205,
M33 e molte altre.
Come si può riscontrare nella tabella, la Via Lattea è la seconda in grandezza dopo M31 "Andromeda". Queste due giganti spirali contengono circa il 70% della massa complessiva del gruppo e concentrano attorno a loro la maggior parte di galassie minori. Fino alla scoperta di una galassia ellittica gigante che si trova all'estremità del Gruppo locale o forse appena fuori di esso, scoperta ad opera dell'astronomo italiano Paolo Maffei (1968 "Maffei 1"), si riteneva che il Gruppo locale avesse un diametro compreso fra 2 e 3 milioni di anni luce, ma se si considera anche questa compagnia in lento allontanamento, si arriva ad un diametro di circa 5 milioni di anni luce. Ciò non toglie che il nostro gruppo locale è, per numero di galassie, definito modesto, anche se la sua massa è pari a circa 750 miliardi di stelle grandi come il nostro Sole. Sono infatti abbastanza comuni ammassi che, in un volume paragonabile a quello occupato dal Gruppo locale, contengono alcune migliaia di galassie. Un esempio tipico è l'ammasso della Vergine. Gli ammassi di galassie tendono, a loro volta, a raggrupparsi in strutture di ordine superiore, dette "superammassi" costituite da decine o centinaia di migliaia di galassie. Le dimensioni lineari di un superammasso tipico sono dell'ordine dei 100 megaparsec. Il centro dell'ammasso della Vergine dista da noi circa 70 milioni di anni luce e si presume che questo sia il nucleo di un superammasso che leghi gravitazionalmente almeno 2.500 galassie. Il suo fortissimo campo gravitazionale attira anche l'insieme di galassie del Gruppo locale, compresa quindi la nostra Via Lattea, facendole cadere ad una velocità di 442 Km al secondo (circa 1,6 milioni di Km all'ora). Per questo motivo è comunemente chiamato Grande Attrattore. Tale velocità però, non riesce ad annullare l'allontanamento dell'Ammasso della Vergine causato dell'espansione dell'Universo. Infatti, come tutti gli ammassi e i superammassi galattici, anche quello della Vergine si sta allontanando da noi alla velocità di "appena" 4,3 milioni di Km all'ora, velocità più che modesta rispetto a quelle assai più elevate degli altri ammassi. Si ritiene che l'ammasso della Vergine sia inoltre il nucleo di un ben più vasto superammasso locale che lega gravitazionalmente diversi superammassi galattici. Il suo diametro sarebbe di circa 200 milioni di anni luce e comprenderebbe circa un centinaio di ammassi come il nostro Gruppo locale che, congiuntamente, potrebbero raggiungere una decina di migliaia di galassie e più.
Danza
astrale
-
Giuseppe
Galletta
L'alta densità delle galassie negli ammassi
fa sì che una galassia abbia molte probabilità di scontrarsi con una
vicina nel corso della sua esistenza. Nella maggior parte degli incontri le galassie passano a distanze tali l'una dall'altra da subire solo lievi distorsioni di forma dovute alla mutua interazione
dei campi
gravitazionali.
Animazione
di
Giuseppe
Galletta
 Nei rari casi di collisioni frontali si hanno due possibilità: se la velocità con cui avviene l'urto è dell'ordine del centinaio di chilometri al secondo, le due galassie si fondono formando un unico oggetto
(merger); se la velocità è maggiore, le due galassie conservano la loro identità, ma subiscono radicali cambiamenti di forma. Simulazioni effettuate con calcolatori hanno mostrato che le distorsioni più comuni consistono nello scambio di stelle fra i due sistemi e nella formazione di ponti o code luminose (come le galassie M51 e compagna). In entrambi i casi, l'estrema rarefazione delle stelle fa sì che l'unica componente soggetta a un vero e proprio scontro sia la materia interstellare presente nelle due galassie.
Nelle zone centrali degli ammassi di galassie più densi il gran numero di scontri può portare alla fusione di molte galassie in un unico grande sistema. Tale fenomeno sembra in grado di spiegare alcune delle proprietà delle galassie ellittiche giganti che si osservano al centro di molti grandi ammassi. Un tipico esempio è la galassia NGC 6166.
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LE
GALASSIE
DEL
GRUPPO
LOCALE |
| Identificazione |
Forma |
Distanza
(milioni
di
anni
luce) |
Diametro
(migliaia
di
anni
luce) |
| IC
10 |
Irregolare |
4,0 |
6 |
| NGC
147 |
Ellittica |
2,2 |
10 |
| Andromeda
III |
Ellittica |
2,2 |
3 |
| NGC
185 |
Ellittica |
2,2 |
6 |
| NGC
205 |
Ellittica |
2,2 |
10 |
| M
32 |
Ellittica |
2,2 |
5 |
| M
31
(Andromeda) |
Spirale |
2,2 |
200 |
| Andromeda
I |
Ellittica |
2,2 |
2 |
Piccola
Nube
di
Magellano |
Irregolare |
0,3 |
15 |
| Scultore |
Ellittica |
0,2 |
1 |
| Pesci |
Irregolare |
3,0 |
0,5 |
| IC
1613 |
Irregolare |
2,5 |
12 |
| Andromeda
II |
Ellittica |
2,2 |
2 |
| M
33 |
Spirale |
2,5 |
45 |
| Fornace |
Ellittica |
8,5 |
3 |
Grande
Nube
di
Magellano |
Spirale |
0,2 |
20 |
| Carena |
Ellittica |
0,3 |
0,5 |
| Leone
A |
Irregolare |
5,0 |
7 |
| Leone
I |
Ellittica |
0,6 |
1 |
| Sestante
I |
Ellittica |
0,3 |
3 |
| Leone
II |
Ellittica |
0,6 |
0,5 |
| GR
8 |
Irregolare |
4,0 |
0,2 |
| Orsa
Minore |
Ellittica |
0,3 |
1 |
| Drago |
Ellittica |
0,3 |
0,5 |
| Via
Lattea |
Spirale |
0,03 |
130 |
| Sag.
DIG |
Irregolare |
4,0 |
5 |
| NGC
6822 |
Irregolare |
1,7 |
8 |
| DDO |
Irregolare |
3,0 |
4 |
| IC
5152 |
Irregolare |
2,0 |
5 |
| Tucano |
? |
? |
? |
| Pegaso |
Irregolare |
5,0 |
8 |
| WLM |
Irregolare |
2,0 |
7 |
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Galassie attive
Lo studio spettroscopico prima, le osservazioni radio e quelle nel dominio X poi, hanno mostrato che i nuclei di alcune galassie emettono, sotto varie forme, enormi quantità di energia. La potenza da essi dissipata è, in molti casi, così grande da non poter essere sostenuta per più di una piccola frazione della durata di una galassia normale.
I meccanismi fisici che producono l'energia sono del tutto sconosciuti. Ciò, unito alla notevole varietà di fenomeni con cui l'attività nucleare si manifesta, fa sì che le galassie attive siano tuttora classificate in modo operativo, ossia in base alle tecniche usate per identificarle e studiarle.
Prima di illustrare i vari tipi di galassie attive, è opportuno fare una precisazione. La radiazione elettromagnetica emessa da un oggetto può essere di due tipi: termica (emessa cioè da corpi caldi) e non termica. Il principale tipo di radiazione non termica è la cosiddetta radiazione di sincrotrone, che viene prodotta da elettroni che si muovono ad alta velocità in direzione non parallela alle linee di forza di un campo magnetico. 1 due tipi di radiazione sono facilmente distinguibili. Infatti, mentre la distribuzione spettrale della radiazione termica ha un massimo ben marcato di emissione, in corrispondenza di una certa lunghezza d'onda che è in funzione della temperatura dell'oggetto che la emette, l'intensità della radiazione di sincrotrone aumenta col diminuire della lunghezza d'onda.
La radiazione proveniente da "nuclei attivi" è, per la maggior parte, di tipo non termico.
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Galassie di Seyfert
Scoperte nel 1943 da K.
Seyfert, sono galassie a spirale con nuclei brillanti e di aspetto quasi stellare, i cui spettri sono ricchi di righe di emissione molto intense ed estremamente allargate. Il supporre che tale allargamento sia dovuto a effetto
Doppler, porta a concludere che nel nucleo delle galassie di Seyfert sono presenti nubi di gas che si muovono a velocità di varie migliaia di chilometri al
secondo
(Foto:
M77).
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Galassie
compatte
Scoperte da F. Zwicky sono galassie di elevata luminosità per unità di superficie. Sono difficilmente distinguibili da immagini stellari.
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Galassie di Markarian
Scoperte negli anni 70 dal russo B.E.
Markarian, sono galassie dall'apparenza del tutto normale, ma caratterizzate da un'intensa emissione ultravioletta. Si dividono in normali e diffuse. Nelle prime, l'eccesso ultravioletto è confinato al nucleo, mentre nelle seconde esso si estende sull'intera galassia. Le galassie di Markarian normali sono spesso anche galassie di
Seyfert; le galassie di Markarian diffuse sono, in buona parte, piccole galassie irregolari e hanno spettri che assomigliano molto a quelli delle regioni
HII. Sono anormalmente ricche di stelle giovani: si tratta probabilmente di galassie giovani, formatesi negli ultimi cento milioni di
anni
(Foto:
NGC
3310
e
Markarian
205).
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Particolarmente importanti sono le
radiogalassie ed i
quasar.
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Radiogalassie
Sono galassie ellittiche con un'intensa emissione radio, anche dieci milioni di volte maggiore dell'emissione radio di una galassia normale. L'emissione è di tipo non termico e quasi sicuramente è dovuta a radiazione di sincrotrone. L'emissione proviene, nella maggior parte dei casi, da due grandi lobi disposti simmetricamente rispetto alla galassia stessa. I lobi sono, in genere, di dimensioni enormi, raggiungendo, in alcuni casi, anche i 5 Mpc di diametro. L'energia necessaria a formare e a mantenere questi lobi è tra diecimila e dieci milioni di volte la quantità di energia che una stella come il Sole libera in tutta la sua vita. Attualmente si crede che i lobi siano quanto resta di nubi di materiale che sono state espulse durante violente esplosioni nucleari.
(Foto:
Radiogalassia
Centaurus
A)
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 Quasar
Sono, di gran lunga, il fenomeno più energetico attualmente noto. Scoperti agli inizi degli anni 60, sono radiogalassie estremamente brillanti, la cui immagine fotografica è del tutto indistinguibile da quella delle stelle della nostra Galassia. Le loro velocità di allontanamento sono però tali da implicare distanze enormi (legge di Hubble), maggiori di quelle delle più lontane galassie normali attualmente osservabili. Vari tipi di fenomeni inducono a ritenere che i quasar siano oggetti estremamente piccoli, con dimensioni lineari minori di 0,1
pc. L'energia emessa da queste piccole regioni può essere anche cento volte maggiore di quella emessa da un'intera galassia. In tempi recenti sono stati scoperti numerosi quasar che sembrano far parte di ammassi di galassie lontani. In alcuni dei quasar più vicini è stata anche osservata una nebulosità circondante il quasar stesso. Queste due scoperte suggeriscono che anche i quasar non siano altro che nuclei attivi di galassie troppo lontane
nel
tempo
e
nello
spazio
per poter essere osservate direttamente.
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Oggetti BL Lacertae.
Classificati originariamente come stelle variabili della nostra Galassia, si sono poi rivelati oggetti extragalattici con proprietà intermedie tra quelle delle galassie di Seyfert e quelle dei quasar. Hanno aspetto quasi stellare ed hanno luminosità rapidamente variabile. Il loro spettro è completamente privo di righe di emissione o di assorbimento. Ciò fa supporre che i nuclei dei BL Lacertae siano completamente privi di gas.
Come già detto, le teorie attuali sono incapaci di dare una spiegazione esauriente di tutta la complessa fenomenologia dei nuclei attivi. Ci sono, però, indizi sufficienti per ritenere che le galassie di
Seyfert, i quasar e i BL Lacertae siano manifestazioni, su scala diversa, di uno stesso fenomeno.
|
A
cura
di
Claudio
Del
Duca
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del
Corso
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