La Galassia Mentre alcuni scienziati ritenevano che alcune macchie di luce genericamente chiamate "Nebulae" fossero un nuovo tipo di corpo celeste situato alla stessa distanza delle stelle da noi. Altri, invece, (tra i quali anche I. Kant) sostenevano che in realtà tali nebulose erano enormi aggregati di stelle, ma così lontani da noi che sembrano formare un unico aggregato luminoso. Questa ipotesi detta degli "Universi - Isola", implicava un cambiamento radicale della visione e delle dimensioni dell'Universo con la presenza di enormi spazi "vuoti" che separano tali nebulose. Nel 1751 T. Wright e poco dopo I. Kant spiegarono l'evidente anisotropia (o comportamento variabile con la direzione) nella distribuzione di stelle della Via Lattea, ipotizzando che il Sole si trovasse all'interno di un sistema stellare di dimensioni finite e fortemente schiacciato. Oggi, per distinguerle dalle nebulose locali poste nella nostra galassia, come quella di Orione, usiamo il termine "Galassia". Addirittura sino al 1910 gli scienziati pensavano che il Sole fosse ancora al centro della Galassia e che questa fosse l'intero Universo. In tale periodo l'astronomo olandese Jacobus Kapteyn, sulla base di conteggi stellari più precisi ed estesi di quelli di Herschel, assegnò alla Galassia la forma di un 'ellissoide alquanto schiacciato il cui diametro misurava ca. 30 mila a.l. Egli era convinto però che il sole si trovasse al centro della Galassia. Verso il 1920, tuttavia, - e inizia un'opera di "decentralizzazione" - l'astronomo americano Harlow Shapley dimostrò che la distribuzione degli ammassi globulari era eccentrica rispetto al Sole e che quindi, assumendo per semplicità che gli ammassi stessi fossero disposti attorno al centro galattico, il Sole si trovava nella periferia del sistema stellare. Oggi sappiamo che la Via Lattea ha la forma di una girandola, se vista di fronte e di un disco lenticolare con rigonfiamento centrale, se vista di taglio. Ma persino Shapley nel 1920 era convinto che la Galassia fosse l'intero Universo. Proprio misurando la distanza degli ammassi globulari, assegnava al sistema stellare un diametro di circa 300 mila anni luce. Anche Herschel ed altri già pensavano che alcuni tipi di nebulose visibili al telescopio, le c.d. nebulose spirali, fossero del tutto esterne alla Via Lattea e che quindi l'Universo fosse più esteso. Nel 1924/25 gli studi di Edwin Hubble sulle galassie vicine M31, M33 e NGC6822 dimostrarono che esse si trovavano almeno tre volte più lontano del valore massimo assegnato al diametro della Galassia da Shapley. Tra il 1922 e il
1936 Hubble propose una prima classificazione delle galassie (diagramma a diapason),
dividendole in tre categorie individuate dalla loro forma: Inoltre Hubble
individuava un tipo intermedio tra le spirali e le ellittiche, le S0 con struttura a disco
ma senza bracci di spirale. Secondo recenti osservazioni la Via Lattea sarebbe una
Galassia intermedia tra una spirale normale e una barrata.. Ossia il rigonfiamento
centrale si allunga in una specie di barra. Abbiamo inoltre le galassie ellittiche nane o
"Dwarf Spheroidal" (tipo: d Sph) ed oggi sono andate a costituire una
sottoclasse delle ellittiche. Nella classificazione sia delle spirali che delle barrate,
si usano le lettere a/b/c/ (e anche "d") per entrambi i tipi: Nel 1960 è stato introdotto da Sidney Van Den Bergh un ulteriore criterio morfologico, aggiornato nel 1980 da Debra e Bruce Elmegreen: vi sono le spirali "Grande forma", nelle quali i bracci sono larghi e simmetrici e si estendono dal rigonfiamento centrale sino al margine del disco, come ad esempio in M51. Vi sono poi le galassie "Fioccose", nelle quali i bracci a spirale sono costituiti da pezzi corti e asimmetrici che danno un 'impressione "lanosa" alla struttura. Infine le galassie di tipo intermedio a "bracci multipli", che hanno due bracci simmetrici nella parte interna del disco, ma possiedono una notevole quantità di diramazioni e bracci apparentemente indipendenti nelle parti esterne, come ad esempio M74 nei Pesci. Abbiamo anche delle "Galassie a conchiglia", che derivano dalla collisione di una piccola galassia a spirale con una grande galassia ellittica. Nella regione dell'Universo più vicina a noi, ca. la metà delle galassie ha una struttura spiraliforme e di esse 1/3 presenta una struttura barrata. I bracci di spirale rappresentano generalmente solo il 4-6% della massa totale, ma è qui che si formano le stelle. La Galassia è costituita da: Le nubi del disco sono composte per il 99% di gas, principalmente idrogeno, con una densità di appena 1 atomo per 2-3 cm3 (si pensi che invece la densità dell'aria è di 2,7 x 1019 molecole per cm3). Nonostante la densità sia così bassa rispetto a quella terrestre, risulta quanto mai elevata se la si confronta con la densità media dello spazio interstellare, dove la densità arriva ad appena 5-8 x 10-25 atomi/cm3. La Via Lattea, come ogni spirale, ruota ma non in modo uniforme: le regioni centrali, infatti, hanno una velocità di rotazione più alta di quelle periferiche. A causa della diversa velocità di rotazione, i dintorni delle stelle non rimangono sempre gli stessi: le braccia, ruotando più velocemente delle zone centrali, tendono a comprimere le nubi di gas che incontrano sul loro percorso. Il Sole non
occupa un posto centrale nella Via Lattea, ma si trova invece in posizione un po'
eccentrica. La Galassia presenta una certa asimmetria, sia per quanto riguarda la sua
luminosità totale, che per il numero di stelle contenute. Il numero massimo di stelle è
concentrato nelle costellazioni del Sagittario e dello Scudo (costellazioni estive),
mentre alla distanza di 180° da queste si osserva il numero minimo di stelle, cioè in
Orione e nel Toro (costellazioni invernali). In direzione della costellazione del
Sagittario di trova il centro del sistema; il nucleo galattico è localizzato nella
posizione della Radiosorgente Sagittario "A" (Ascensione retta: 17h
42m,5 e Declinazione: -28°,59' per il 1950). Purtroppo non è possibile
osservare né l'intera Via Lattea a causa della materia interstellare che è
particolarmente densa sul piano galattico e né il suo nucleo. Approssimativamente la
luminosità, indice della densità stellare, diminuisce dal centro verso l'esterno secondo
la potenza di 1/4 del raggio (legge definita da De Vaucouleurs). La rotazione
della Via Lattea
Quante galassie ci sono nell'Universo. E stato calcolato che esistono circa 100 miliardi di galassie con una media di circa 100 miliardi di stelle per galassia: un numero di stelle corrispondente circa al numero di 1022, ossia 10 con 22 zeri, 10.000.000.000.000.000.000.000 di stelle, un numero quasi sicuramente superiore al numero dei granelli di sabbia di tutte le spiagge della Terra!
La Via
Lattea
Ipotesi di formazione delle Galassie a spirale
- Secondo Sandage-Eggen e
Lynden-Bell una galassia si forma dal collasso di una grande nube di gas in rotazione.
Ipotesi sulla genesi dei bracci a spirale all'interno del disco della Galassia - La prima ipotesi di un certo rilievo fu quella avanzata nel 1964 da Frank Shu e Chia-Chiao Lin. Secondo i due scienziati (tesi ancora oggi condivise da molti) i bracci a spirale si formerebbero a causa della presenza delle c.d. "Onde di densità", una specie di solchi o depressioni di origine gravitazionale, presenti all'interno di un disco galattico. Nella parte interna del disco le stelle si muovono più velocemente delle onde e le sorpassano; nella parte esterna, invece, succede il contrario. Così nei solchi rimangono intrappolati polveri e gas, che vengono fortemente compressi a causa dell'arrivo di altro gas, che viene portato dalla rotazione della galassia. Alla fine la compressione genera i bracci.- Un'altra idea, proposta da Alar e Jury Toomre nel 1972, è che perlomeno in qualche caso la caratteristica struttura a spirale si formi in seguito all'interazione mareale fra galassie (ad esempio, M51 con la galassia interagente NGC5195). - Una teoria proposta da Philip Seiden e Humberto Gerola nel 1978, suggerisce che almeno la struttura a spirale più esterna possa essere prodotta da instabilità gassose ed esplosioni di supernova. Queste innescano formazioni stellari a catena e inducono delle deformazioni nel mezzo interstellare che degenerano poi in archi di spirale
Fusione di galassie Man mano che due galassie si avvicinano le forze mareali deformano le strutture galattiche, creando dei filamenti e code. All'inizio le galassie si avvicinano in un abbraccio stretto, poi orbitano per qualche tempo avvinte in una specie di balletto, infine si fondono. Le interazioni fra galassie possono determinare la produzione delle strutture più strane, oltre a ponti e code come nei bracci a spirale, anelli di gas, stelle e enormi gusci gassosi. Inoltre le collisioni sono all'origine del tasso di formazione parossistica di stelle all'interno di galassie peculiari chiamate Starburst, stelle nascono al ritmo vertiginoso di centinaia all'anno, contro le due, tre o dodici di una galassia normale come la Via Lattea. Gli impulsi di formazione stellare durano ca. 100 milioni di anni, dopo di che la galassia torna alla luminosità normale. Infine, le interazioni mareali possono essere alla base, o in ogni caso favorire, l'attività di oggetti fortemente energetici come i Quasar e , in genere, i Nuclei galattici attivi. Sono state osservate molte interazioni tra le galassie. Una è quella tra due galassie a spirale NGC5426 e NGC5427 nella Vergine, i cui rispettivi bracci si toccano. Nella costellazione del Serpente vi è il "Quintetto di Stephan", cinque galassie interagenti. Anche le due Nubi di Magellano interagiscono fra loro tramite un a lunga striscia di gas che le collega chiamata "corrente di Magellano". Una famosa fusione di galassie è quella della "Galassia Cartwheel", posta a 650 milioni di anni luce, che presenta un anello esterno e uno interno, che si ritiene dovuto alla collisione con una piccola galassia che ha attraversato frontalmente quella più grande ca. 300 milioni di anni prima della formazione dell'anello. Quindi forse era una galassia a spirale che è diventata anulare a seguito della collisione. Le due sono ora separate da oltre 250 mila a.l. Il bordo esterno della Cartwheel è un 'onda d'urto in espansione che innescando la nascita di un cospicuo numero di grandi stelle assai luminose, le quali però hanno vita breve ed esplodono come se fossero supernovae. Il ritmo di generazione di queste stelle esplosive è 100 volte maggiore che in una galassia a spirale.
Le galassie Early Type (a
cura di: http://boas5.bo.astro.it/HomePage.html) La caratteristica comune delle galassie early type è quella di presentare un colore rossastro, generalmente interpretato come sinonimo di "vecchiaia" per la popolazione stellare che compone queste galassie. Inoltre, in questi sistemi stellari la quantità di gas freddo e polveri è trascurabile o del tutto assente. Da un punto di vista morfologico le galassie early type non presentano particolari evidenti nella loro distribuzione di luce. Le galassie appartenenti a questa classe si dividono nelle due grandi famiglie delle Ellittiche e delle S0. La brillanza superficiale di questi sistemi (una misura della luminosità delle loro immagini punto per punto, come viste ad esempio al telescopio) decresce in genere senza discontinuità apprezzabili allontanandosi dal centro della galassia, sfumando al di sotto della soglia di rivelabilità e confondendosi con lo spazio circumgalattico. Le curve di uguale luminosità (isofote) delle galassie Ellittiche hanno una caratteristica forma ellittica (da cui il nome della famiglia), con rapporti assiali compresi tra 0 (galassie E0) e 3 (galassie E7). In generale una particolare galassia ellittica viene indicata col simbolo En, dove n=10 (1-b/a), e b ed a sono rispettivamente l'asse minore e maggiore isofotale. Quindi, una galassia E0 presenta delle isofote perfettamente circolari. A differenza delle galassie Ellittiche, le galassie S0 sono caratterizzate dalla presenza di un grosso disco stellare, con un rigonfiamento centrale che viene chiamato bulge, che le fa assomigliare (quando viste di taglio) a delle gigantesche lenti da ingrandimento; il bulge a sua volta è molto simile ad una galassia ellittica "in miniatura". Finiamo questa breve descrizione ricordando che con l'avvento dei primi satelliti artificiali sensibili ai raggi X si è scoperto che le galassie early type possono contenere anche significative quantità di gas caldo (con temperature intorno al milione di gradi), diffuso attorno ad esse in un'ampia corona di bassa densità.
Le galassie Late Type
(a
cura di: http://boas5.bo.astro.it/HomePage.html)
A
differenza delle galassie early type, le galassie late type hanno un
colore tendente al blu, usualmente interpretato come sintomo di una
popolazione stellare più giovane di quella delle galassie Ellittiche ed
S0. Inoltre, la morfologia delle galassie late type è molto più
complicata di quella delle galassie early type, poiché questi sistemi
contengono anche una sostanziale quantità di gas freddo e polveri
interstellari. Cominciamo col descrivere la categoria di gran lunga più
rappresentativa dell'insieme delle galassie late type, ossia quella delle
Spirali (ricordiamo qui per inciso che anche il nostro Sistema solare è
situato nel disco di una galassia a spirale, la Via Lattea). Così come
per le S0, anche la forma di questi sistemi è a disco e quando visti di
taglio assomigliano anch'essi ad enormi lenti da ingrandimento, con un
rigonfiamento più o meno accentuato nelle loro regioni centrali. Tale
rigonfiamento (il bulge) è composto di stelle dal colore rossastro,
analogo al bulge delle galassie S0.
In base alla grandezza relativa del bulge rispetto al disco galattico (in
ordine di importanza decrescente), le galassie a Spirale vengono indicate
come Sa, Sb, ed Sc. A differenza delle S0 però, dove in genere non è
riscontrabile traccia di gas freddi né strutture che risaltino in maniera
evidente, sui dischi delle Spirali, quando visti di fronte, si nota
immediatamente una chiara struttura a spirale (da qui il loro nome), una
delle strutture più belle e maestose che sia dato osservare nel cielo. Il
disco delle galassie a spirale è in realtà costituito da varie
componenti di gas e di stelle. Per quanto riguarda la parte stellare, si
ha un disco sottile ed una componente di alone, con le stelle di alone
considerevolmente più vecchie delle stelle del disco. Anche il gas è
distribuito in un disco sottile ed un disco spesso. È inoltre importante
ricordare che la struttura dei bracci di spirale (lungo i quali è
presente formazione stellare e quindi una popolazione stellare blu)
risulta (in media) fortemente correlata alla dimensione (relativa) del
bulge, per cui in genere galassie Sa hanno un bulge grande, poco gas,
braccia molto avvolte e generalmente ben definite, mentre galassie di tipo
Sc a volte non presentano quasi traccia del bulge, hanno bracci molto
aperti, ed una notevole frazione della materia è in fase di gas. Esistono
poi tre classi "parallele" di galassie a spirale, le cosiddette
Spirali Barrate. In questi sistemi il bulge è sostituito da una struttura
marcatamente asimmetrica rispetto al loro centro della galassia, a forma
di barra. Di conseguenza, si parla di galassie SBa, SBb, SBc, ed anche
SB0, ovvero galassie S0 (vedi sopra) barrate. Al contrario delle Spirali,
che possono essere anche sistemi di massa e dimensioni enormi, le galassie
Irregolari sono in genere galassie di piccola massa, senza una struttura
ben definita, molto ricche di gas e con una popolazione stellare
relativamente giovane: il loro colore è quindi fortemente blu.
Le Galassie interagenti
(a
cura di: http://boas5.bo.astro.it/HomePage.html)
Molte
galassie mostrano segni evidenti di interazione con altre galassie vicine.
In effetti, le interazioni tra galassie sono relativamente frequenti, e
sono molto piu' probabili di quelle tra stelle. In una galassia come la
nostra, per esempio, la distanza media tra due stelle equivale a diversi
milioni di volte il loro diametro e quindi uno scontro e' molto
improbabile, mentre in un ammasso la distanza media tra due galassie e'
pari a poche decine di volte il loro diametro. |
BIBLIOGRAFIA: M.Rigutti, Cento miliardi di stelle, Giunti, 1995. P.Bianucci e W.Ferreri, Atlante dell'Universo, Utet, 1997. J.Herrmann, Atlante di Astronomia, Sperling & Kupfer, 1992. G.Vanin, Atlante fotografico dell'Universo, Mondadori, 1995. I.Ridpath e W.Tirion, Guida delle stelle e dei pianeti, Muzzio, 1988. W.Ferreri, Come osservare il cielo, Il Castello, 1996. P.Bianucci, Stella per stella, Giunti, 1997. Colin A.Ronan, L’Universo, Mondadori, 1991. Voce "Galassia", Enciclopedia Treccani delle Scienze fisiche. [ Materiale raccolto da Pietro Musilli - Roma 1997 ] |