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Lo Spazio - 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 se' stante: e' un sistema autogravitante, che generalmente si evolve separatamente dalle altre galassie.
In realta', spesso due o piu' galassie vicine interagiscono tra loro, si avvicinano deformandosi a causa della reciproca attrazione gravitazionale, o addirittura si scontrano dando luogo a fenomeni molto violenti.
E' solo da pochi decenni che si e' compreso che cosa sono effettivamente le galassie. Quando gli strumenti di osservazione non erano cosi' 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 scopri' che le stelle di tipo esplosivo chiamate novae appartenevano in realta' a due categorie: le novae vere e proprie e le supernovae, molto piu' luminose. Questa scoperta fu molto importante, perche' si capi' 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 piu' 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, riusci' a risolvere alcune regioni della nebulosa di Andromeda, confermando che si tratta di una galassia vera e propria, esterna alla nostra. Andromeda e' una delle galassie piu' 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 piu' 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 e' facile trovarne di ancora piu' 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 piu' vecchie. Nelle galassie spirali si formano tuttora stelle, in modo piu' o meno intenso.
Le galassie ellittiche hanno la forma di un ellissoide piu' o meno schiacciato, sono molto povere di gas e possiedono quasi solo stelle vecchie. In questo tipo di galassie non si formano piu' stelle, non essendoci piu' 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 e' molto intensa.
Della classificazione fanno parte anche le cosiddette "galassie lenticolari" o S0, un tipo di galassia che sta a meta' tra una spirale e un'ellittica. Le S0 hanno una forma schiacciata, a disco, ma non presentano i caratteristici bracci delle spirali.
Le galassie si sono formate poco tempo dopo la nascita dell'universo, cioe' 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'instabilita' 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 e' rimasto pochissimo gas disponibile per la formazione di altre stelle. Queste galassie sono percio' rimaste "congelate" nella forma che avevano all'inizio della propria evoluzione.
Nelle galassie spirali, invece, le stelle si sono formate piu' lentamente, lasciando ancora molto gas disponibile. Il gas e le stelle hanno cominciato a ruotare sempre piu' velocemente, assumendo la forma schiacciata di un disco, mentre la formazione di stelle e' 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 cioe' in tempi diversi, con frequenza e modalita' che variano da un tipo di galassia all'altro.
Le stelle possono essere isolate, oppure raggruppate in insiemi detti ammassi. Gli ammassi contengono stelle piu' o meno della stessa eta', 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, perche' l'attrazione gravitazionale delle stelle che lo compongono non e' sufficiente a tenerle unite.
L'ammasso aperto delle Pleiadi nella costellazione del Toro. (Royal Observatory, Edinburgo/Anglo-Australian Observatory)
Una galassia e' costituita anche da un insieme di gas e polveri e ioni ch eprende il nome di materia interstellare.
Dopo le stelle, la componente piu' importante di una galassia di tipo spirale o irregolare e' 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 puo' 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 po' piu' 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 densita' di 103-104 grammi per cm3 e temperature dell'ordine dei 10 gradi sopra lo zero assoluto, cioe' -263 oC ! In queste nubi si formano le nuove stelle, infatti in esse il gas e' abbastanza denso da poter collassare in risposta ad una perturbazione gravitazionale. Questo gas contiene anche alcune molecole oltre all'idrogeno H2: 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, cioe' inferiori a 30 oC, e densita' di circa 100 particelle per cm3
L'idrogeno neutro e' una componente molto importante delle galassie spirali e irregolari, perche' e' presente un po' dappertutto e puo' essere rivelato fino a grandi distanze. A quelle densita' e temperature, infatti, l'idrogeno emette una riga spettrale con lunghezza d'onda di 21 cm, cioe' 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 puo' studiare anche il moto. In questo modo sono stati ricostruiti i moti di rotazione di molte galassie spirali.
Le regioni HII sono zone di gass 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 cosi' energetica da strappare gli elettroni agli atomi del gas, e di riscaldarlo fino a circa 10mila gradi. Qando la stella, evolvendosi, si raffredda, anche il gas si raffredda e gli elettroni si ricombinano agli ioni.
Questo gas e' riconoscibie anche a grandi distanze, grazie al fatto che alcuni elementi presenti in piccole quantita' 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 piu' da silicati, grafite e altri materiali carbonacei. I grani si sono formati per condensazione degli elementi chimici piu' 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 ne' assorbe radiaizone e percio' non e' 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 quantita' di materia oscura.
Le scale di distanza in astrofisica
Gli astronomi ricavano le distanze degli oggetti celesti con metodi diretti (per gli astri piu' vicini della nostra galassia) o indiretti, attraverso l'uso degli indicatori di distanza. Gli indicatori di distanza sono corpi celesti dalle proprieta' particolari, che consentono di ricavare la loro distanza in maniera abbastanza precisa.
Per esempio, un indicatore molto potente e' la supernova: se si osserva una supernova in una galassia distante, dalla distanza della supernova si puo' ricavare anche quella della galassia.
Una delle fondamentali scoperte della cosmologia moderna e' che tutte le galassie si stanno allontanando l'una dall'altra con una velocita' relativa V tanto maggiore quanto piu' distanti sono tra loro. Questo fatto e' espresso dalla legge di Hubble
V = Ho d
dove d e' la distanza della galassia e Ho e' la costante di Hubble. Un metodo di misura attendibile della distanza delle galassie rispetto a noi e' di fondamentale importanza per ricavare il valore della costante di Hubble, mentre la loro velocita' si puo' ricavare dal redshift dello spettro.
Ogni indicatore di distanza, prima di poter essere usato, deve essere calibrato mediante altri indicatori piu' elementari. I piu' 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 luminosita' apparente e dalla loro distanza si ricava la luminosita' 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 puo' ricavarne la distanza. In pratica, dunque, queste stelle agisconocome "candele campione".
Altri indicatori di distanza primari sono le stelle variabili Cefeidi.
Queste stelle hanno variazioni periodiche di luminosita' dovute alla pulsazione dei loro strati piu' esterni; si e' scoperto che il periodo di pulsazione e' tanto maggiore quanto piu' luminosa e' la stella "in quiete". Dalla misura del periodo di pulsazione di una stella variabile si puo' 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 piu'.
Indicatori di distanza secondari sono le novae e le supernovae, stelle che esplodono raggiungendo luminosita' molto elevate. Esse vengono usate per misurare le distanze di galassie cosi' distanti da potervi distinguere solo gli oggetti piu' brillanti. Le novae e le supernovae hanno delle caratteristiche costanti nelle loro curve di luce (cioe' nell'andamento della luminosita' 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, piu' 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 piu' 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 piu' piccole, come la spirale M33, o addirittura satelliti delle piu' 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 gia' noti dagli anni '30; il primo e' stato scoperto nella costelazione 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 piu' ricco e' quello della Vergine, nell'omonima costellazione, che contiene 2500 galassie, e si trova a 50 milioni di anni luce da noi. Il diametro dei piu' grandi ammassi di galassie e' intorno ai 60 milioni di anni luce, anche se non e' facile determinarne i confini, perche' la densita' 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 quantita' 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 proprieta' su larga scala, come il numero o la desntia' di galassie.
La galassia di Andromeda, la spirale
"compagna" della nostra galassia.
Insieme alla nostra, e' la piu' grande
del Gruppo Locale. (SEDS)
Una galassia costituisce anch'essa, in piccolo, un vero e proprio universo a se' stante: e' un sistema autogravitante, che generalmente si evolve separatamente dalle altre galassie.
In realta', spesso due o piu' galassie vicine interagiscono tra loro, si avvicinano deformandosi a causa della reciproca attrazione gravitazionale, o addirittura si scontrano dando luogo a fenomeni molto violenti.
E' solo da pochi decenni che si e' compreso che cosa sono effettivamente le galassie. Quando gli strumenti di osservazione non erano cosi' 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 scopri' che le stelle di tipo esplosivo chiamate novae appartenevano in realta' a due categorie: le novae vere e proprie e le supernovae, molto piu' luminose. Questa scoperta fu molto importante, perche' si capi' 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 piu' 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, riusci' a risolvere alcune regioni della nebulosa di Andromeda, confermando che si tratta di una galassia vera e propria, esterna alla nostra. Andromeda e' una delle galassie piu' 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 piu' 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 e' facile trovarne di ancora piu' 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 piu' vecchie. Nelle galassie spirali si formano tuttora stelle, in modo piu' o meno intenso.
Le galassie ellittiche hanno la forma di un ellissoide piu' o meno schiacciato, sono molto povere di gas e possiedono quasi solo stelle vecchie. In questo tipo di galassie non si formano piu' stelle, non essendoci piu' 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 e' molto intensa.
Della classificazione fanno parte anche le cosiddette "galassie lenticolari" o S0, un tipo di galassia che sta a meta' 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 e' una delle piu' brillanti dell'Ammasso della Vergine. E' 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, cioe' 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'instabilita' 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 e' rimasto pochissimo gas disponibile per la formazione di altre stelle. Queste galassie sono percio' rimaste "congelate" nella forma che avevano all'inizio della propria evoluzione.
Nelle galassie spirali, invece, le stelle si sono formate piu' lentamente, lasciando ancora molto gas disponibile. Il gas e le stelle hanno cominciato a ruotare sempre piu' velocemente, assumendo la forma schiacciata di un disco, mentre la formazione di stelle e' 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 cioe' in tempi diversi, con frequenza e modalita' che variano da un tipo di galassia all'altro.
Le stelle possono essere isolate, oppure raggruppate in insiemi detti ammassi. Gli ammassi contengono stelle piu' o meno della stessa eta', 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, perche' l'attrazione gravitazionale delle stelle che lo compongono non e' sufficiente a tenerle unite.
| Questa immagine e' 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 piu' vicine alla nostra. Questi ammassi si trovano alla distanza di 166 mila anni luce da noi. (HST) |
L'ammasso aperto delle Pleiadi nella costellazione del Toro. (Royal Observatory, Edinburgo/Anglo-Australian Observatory)
| 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 e' l'ammasso globulare piu' 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 e' costituita anche da un insieme di gas e polveri e ioni ch eprende il nome di materia interstellare.
Dopo le stelle, la componente piu' importante di una galassia di tipo spirale o irregolare e' 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 puo' 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 po' piu' 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 densita' di 103-104 grammi per cm3 e temperature dell'ordine dei 10 gradi sopra lo zero assoluto, cioe' -263 oC ! In queste nubi si formano le nuove stelle, infatti in esse il gas e' abbastanza denso da poter collassare in risposta ad una perturbazione gravitazionale. Questo gas contiene anche alcune molecole oltre all'idrogeno H2: 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, cioe' inferiori a 30 oC, e densita' di circa 100 particelle per cm3
L'idrogeno neutro e' una componente molto importante delle galassie spirali e irregolari, perche' e' presente un po' dappertutto e puo' essere rivelato fino a grandi distanze. A quelle densita' e temperature, infatti, l'idrogeno emette una riga spettrale con lunghezza d'onda di 21 cm, cioe' 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 puo' studiare anche il moto. In questo modo sono stati ricostruiti i moti di rotazione di molte galassie spirali.
Le regioni HII sono zone di gass 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 cosi' energetica da strappare gli elettroni agli atomi del gas, e di riscaldarlo fino a circa 10mila gradi. Qando la stella, evolvendosi, si raffredda, anche il gas si raffredda e gli elettroni si ricombinano agli ioni.
Questo gas e' riconoscibie anche a grandi distanze, grazie al fatto che alcuni elementi presenti in piccole quantita' 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 piu' da silicati, grafite e altri materiali carbonacei. I grani si sono formati per condensazione degli elementi chimici piu' 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 ne' assorbe radiaizone e percio' non e' 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 quantita' di materia oscura.
Le scale di distanza in astrofisica
Gli astronomi ricavano le distanze degli oggetti celesti con metodi diretti (per gli astri piu' vicini della nostra galassia) o indiretti, attraverso l'uso degli indicatori di distanza. Gli indicatori di distanza sono corpi celesti dalle proprieta' particolari, che consentono di ricavare la loro distanza in maniera abbastanza precisa.
Per esempio, un indicatore molto potente e' la supernova: se si osserva una supernova in una galassia distante, dalla distanza della supernova si puo' ricavare anche quella della galassia.
Una delle fondamentali scoperte della cosmologia moderna e' che tutte le galassie si stanno allontanando l'una dall'altra con una velocita' relativa V tanto maggiore quanto piu' distanti sono tra loro. Questo fatto e' espresso dalla legge di Hubble
V = Ho d
dove d e' la distanza della galassia e Ho e' la costante di Hubble. Un metodo di misura attendibile della distanza delle galassie rispetto a noi e' di fondamentale importanza per ricavare il valore della costante di Hubble, mentre la loro velocita' si puo' ricavare dal redshift dello spettro.
Ogni indicatore di distanza, prima di poter essere usato, deve essere calibrato mediante altri indicatori piu' elementari. I piu' 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 luminosita' apparente e dalla loro distanza si ricava la luminosita' 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 puo' ricavarne la distanza. In pratica, dunque, queste stelle agisconocome "candele campione".
Altri indicatori di distanza primari sono le stelle variabili Cefeidi.
Queste stelle hanno variazioni periodiche di luminosita' dovute alla pulsazione dei loro strati piu' esterni; si e' scoperto che il periodo di pulsazione e' tanto maggiore quanto piu' luminosa e' la stella "in quiete". Dalla misura del periodo di pulsazione di una stella variabile si puo' 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 piu'.
Indicatori di distanza secondari sono le novae e le supernovae, stelle che esplodono raggiungendo luminosita' molto elevate. Esse vengono usate per misurare le distanze di galassie cosi' distanti da potervi distinguere solo gli oggetti piu' brillanti. Le novae e le supernovae hanno delle caratteristiche costanti nelle loro curve di luce (cioe' nell'andamento della luminosita' 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, piu' 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 piu' 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 piu' piccole, come la spirale M33, o addirittura satelliti delle piu' 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 gia' noti dagli anni '30; il primo e' stato scoperto nella costelazione 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 piu' ricco e' quello della Vergine, nell'omonima costellazione, che contiene 2500 galassie, e si trova a 50 milioni di anni luce da noi. Il diametro dei piu' grandi ammassi di galassie e' intorno ai 60 milioni di anni luce, anche se non e' facile determinarne i confini, perche' la densita' 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 quantita' 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 proprieta' su larga scala, come il numero o la desntia' di galassie.
La galassia di Andromeda, la spirale
"compagna" della nostra galassia.
Insieme alla nostra, e' la piu' grande
del Gruppo Locale. (SEDS)
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