Galassie

Quando W. Herschel puntò i suoi ben più potenti telescopi (e, soprattutto, il sua ben più potente intelletto) su questi oggetti, si rese subito conto che se ne potevano contare a migliaia e, inoltre, che dovevano trovarsi a distanze inconcepibilmente remote. I suoi strumenti, infatti, riuscivano a risolvere in stelle tutti gli ammassi globulari, anche i più evanescenti e remoti. Ma nulla potevano con questi enigmatici oggetti che rimanevano ostinatamente nebulosi, perfino i più grandi come M31, M33, M51. E poiché egli conservava la convinzione, comune praticamente a tutti gli astronomi dal tempo di Galileo, che tutte le nebulose fossero in ultima analisi risolvibili in stelle a condizione di osservarle con un telescopio sufficientemente potente, giunse alla conclusione che queste "nebulae" potessero trovarsi fuori dai confini della Galassia.

Nel 1845 il gigantesco riflettore di Lord Rosse rivelò per la prima volta le braccia di una galassia spirale (M51), e da allora altre galassie (M63, M99, M101) mostrarono strutture simili, e il termine "nebulose spirali" divenne d’uso comune. Ma erano ancora considerate oggetti appartenenti alla nostra Galassia, e le voci che si levavano ad ipotizzarne la natura di giganteschi sistemi extragalattici (Kant, Laplace) si trovavano in netta minoranza. La prova decisiva a favore dell’una o dell’altra tesi richiedeva, com’è ovvio, la capacità di misurare in qualche modo distanze così enormi: e questo, per lungo tempo, è stato uno dei problemi più astrusi dell’astronomia.

Bisognò aspettare fino al 1924, anno in cui Edwin Hubble identificò alcune variabili Cefeidi in M31 (foto sotto), il che gli permise di calcolare una distanza (poi più volte corretta, ma l’ordine di grandezza non cambia) di circa un milione di anni luce: il che la poneva senz’ombra di dubbio ben oltre i confini della nostra Galassia.

Negli anni seguenti (1926) lo stesso Hubble, studiando un gruppo di 126 galassie nella costellazione della Vergine, che mostravano di trovarsi tutte grosso modo alla stessa (enorme) distanza da noi, elaborò una classificazione di tali oggetti in base alla loro forma e struttura: infatti, trovandosi tutte alla stessa distanza, le differenze nell’aspetto dovevano essere intrinseche e non dovute, appunto, ad una diversa distanza.

La prima divisione fu in tre classi principali: spirali, ellittiche e irregolari. Le spirali a loro volta si suddivisero in normali, le cui braccia si irradiavano da un nucleo centrale, e barrate, in cui le braccia spirali emergevano dalle estremità di una barra centrale; le ellittiche venivano suddivise in sottoclassi in base al valore dell’ellitticità.

Quelle la cui forma non sembrava inquadrabile nei due tipi principali tendevano ad essere classificate come irregolari; ma fu subito chiaro che molte di quelle di aspetto più affusolato non erano altro che spirali osservate perfettamente di taglio, o quasi. In effetti, ben poche tra le galassie più brillanti sono di forma così inclassificabile da meritarsi l’appellativo di irregolari; molte, invece, si allontanano di poco dalla norma, e vengono indicate con il meno drastico termine "peculiari".

Più tardi, Hubble scoprì un’ulteriore classe di galassie, la cui caratteristica appariva intermedia alle due precedenti, e che fu definita con la sigla SO. Lo schema completo della classificazione di Hubble allora comprendeva, per le ellittiche, una suddivisione in sottoclassi che andava da E0 ad E6 (le E0 pressoché sferiche, le E6 con asse minore circa il 40% di quello maggiore); quindi la classe EO, e la biforcazione tra spirali normali e barrate; le spirali normali divise in Sa, Sb ed Sc (Sa con le braccia spirali strettamente avvolte intorno al nucleo, le Sc con le spirali molto larghe), le barrate con sottoclassi simili alle normali (SBa, SBb, SBc); nel 1940, Hubble e Sandage introdussero un’ulteriore classe di spirali, ancora più allargata, la Sd.

Le galassie furono risolte in stelle per la prima volta da Baade nel 1944 (prima il nucleo di M31, quindi due ellittiche tra le più vicine). Nel 1956, de Vaucouleurs elaborò una classificazione molto più dettagliata (in oltre 40 tipi) basata sull’aspetto fotografico.

Le galassie ellittiche sono composte pressoché esclusivamente da stelle di Popolazione II, relativamente fredde e vecchie, e povere di elementi pesanti. In esse manca del tutto la materia interstellare, sia gas che polveri oscure (non si osservano, infatti, le caratteristiche bande di polveri che movimentano le molto più varie strutture delle galassie spirali), e i processi di formazione stellare sono praticamente assenti. Si è pensato che ciò possa trovare la sua causa in frequenti collisioni con altre galassie (le collisioni tra galassie appaiono essere fenomeni tutt’altro che rari). Un simile processo potrebbe essere simile a quello subito dagli ammassi globulari: in effetti, l’aspetto di una piccola galassia ellittica può essere molto simile a quello di un grande ammasso globulare; e una galassia come M32, satellite di M31, potrebbe aver più volte, nel corso degli eoni, attraversato il disco della sua gigantesca compagna perdendo così la sua materia interstellare, che sarebbe stata catturata da quella; e lo stesso potrebbe essere accaduto agli ammassi globulari che popolano l’alone galattico.

Si è già detto della suddivisione delle ellittiche nei tipi da E0 a E6: ma sia chiaro che tale distinguo riguarda soltanto l’aspetto fotografico, prospettico: una E0, per esempio, ci appare sferica ma, osservata da un altro punto di vista (il che certamente ci è impossibile) potrebbe apparirci estremamente allungata. Le dimensioni di questi oggetti possono spaziare dai sistemi nani estesi poche migliaia di anni luce fino ai giganti come M87, il membro dominante dell’ammasso di galassie della Vergine, caratteristico anche per il suo ricchissimo sistema di ammassi globulari e per il suo enigmatico Jet.

Hubble classificò le galassie del tipo S0 come una classe a parte, ma in realtà si tratta di vere e proprie galassie spirali…prive di braccia spirali! Esse, infatti, presentano una struttura appiattita sul tipo del disco delle spirali, ma non presentano delle vere e proprie braccia, e sono generalmente prive di nubi di gas e polveri, così come di stelle giovani. Si trovano di frequente negli ammassi di galassie molto densi, dove maggiori sono le probabilità di collisioni fra i membri: e si pensa, infatti, che proprio le collisioni possano essere la causa dell’assenza delle nubi di gas e polveri. Oggi questa classe viene suddivisa ulteriormente in S0a, S0b ed S0c, in base all’entità della scarsezza di gas e polveri (essendo S0a la sottoclasse più povera di tali componenti).

Le galassie spirali "normali" consistono generalmente di due o più braccia spirali che originano da un denso nucleo sferoidale. Possono avere un grande e brillante nucleo centrale con sottili braccia avvolte strettamente intorno ad esso (tipo Sa, come M65 ed M96) o un nucleo praticamente insignificante e braccia larghe e sciolte, come M101 o, soprattutto, M33 (tipo Sc). Tra questi due estremi c’è il gruppo intermedio delle Sb, cui appartengono, ad esempio, M31, M63, M81 (foto a destra).

Se potessimo uscire dalla nostra galassia potremmo toglierci la curiosità di accertare a quale dei tre tipi appartenga. Dato che non possiamo, ci accontentiamo di supporre che sia molto simile ad M31, e quindi di tipo Sb.

Il senso di rotazione delle galassie spirali sembra essere in direzione delle "convessità" delle braccia spirali: ciò è stato osservato in M31 e in NGC253, una bellissima spirale (la più spettacolare dopo M31 osservabile alle nostre latitudini) che si trova nella costellazione dello Scultore.

Le spirali "normali" sembrano oltrepassare in numero le "barrate" in ragione di 2 ad 1. Il loro aspetto varia molto a secondo dell’inclinazione del loro piano equatoriale rispetto al nostro punto di vista: M104 (la "Galassia Sombrero"), ad esempio, ci si presenta quasi esattamente di taglio (in inglese, "edge-on"), M31 con un’inclinazione di 15° circa, M81 circa 60°, mentre il piano equatoriale di M51 è praticamente perpendicolare alla nostra linea di vista.

Le galassie spirali "barrate" presentano di solito due sole braccia spirali che originano dalle due opposte estremità di una vistosa "barra" centrale. Il loro aspetto varia da quello di una lettera S (per il sottotipo SBc) a quello di una q (la lettera greca "theta") per il sottotipo SBa). La composizione di queste galassie, quanto a stelle, gas e polveri, è simile a quella dei corrispondenti tipi delle "normali", ma si pensa che la loro evoluzione proceda dai tipi irregolari, dato che la Grande Nube di Magellano, che è classificata come irregolare, mostra apparentemente l’inizio dello sviluppo di una "barra" e, forse, un braccio spirale. Nella foto, M109.

A questo tipo, tra gli oggetti Messier, appartiene la sola M82 (foto a destra). Le irregolari sembrano constare soprattutto di stelle di Popolazione I, e quindi relativamente giovani, anche se possono avere sistemi di ammassi globulari formati da stelle di Popolazione II.