Classificazione delle Galassie

In base alle loro caratteristiche morfologiche, le galassie sono classificate, secondo uno schema originariamente proposto da Edwin P. Hubble, in cinque tipi principali (suddivisi a loro volta in varie sottoclassi): galassie ellittiche, lenticolari, spirali normali, spirali barrate ed irregolari.
Vediamole nel dettaglio:

galassie ellittiche (E), la cui forma è riconducibile a quella di un ellissoide di rotazione; come indica la loro luminosità, che decresce dal centro verso la periferia, in esse la maggior parte delle stelle si trova addensata intorno al centro della galassia e non hanno praticamente nubi di gas e polveri. A seconda della loro forma più o meno appiattita, esse sono ulteriormente suddivise in 8 sottogruppi, (da E0 a E7: il numero indica l'appiattimento crescente).

galassie a spirale (S), di forma discoidale, simili a grandi girandole luminose, in cui, da un brillante nucleo centrale si dipartono lunghi bracci a spirale. In esse si alternano regioni luminose, dovute a un maggior addensamento di stelle, e regioni oscure, in cui sono presenti nubi di gas e polveri. Sono ulteriormente suddivise in tre sottogruppi, distinti dalle lettere a, b, c (Sa, Sb e Sc), con cui si indicano le differenti dimensioni del nucleo (molto pronunciate in a, trascurabili in c). La Via Lattea si può collocare nella sottoclasse Sb;

galassie a spirale barrata (SB), con nucleo a forma di barra, dai cui estremi partono i bracci. Anche queste galassie si suddividono in tre sottogruppi (SBa, SBb e SBc) con criteri analoghi a quelli delle spirali normali;

galassie lenticolari (S0) è un tipo di galassia intermedio tra le ellittiche e le spirali. Le galassie lenticolari hanno un disco (come le spirali) che contiene poca o nessuna materia interstellare che è stata utilizzata o perduta e pertanto presentano una ridotta attività di formazione stellare. Sono di conseguenza costituite per lo più da stelle vecchie (come le galassie ellittiche). Nella maggior parte delle galassie lenticolari la polvere interstellare si trova solo vicino al nucleo e generalmente segue il profilo del bulge, il rigonfiamento centrale

galassie irregolari (Ir), di forma non ben definita, con massa e luminosità in genere ridotte. L'irregolarità può essere causata da parecchi fenomeni, come la fusione tra galassie o la deformazione dovuta all'effetto gravitazionale di una galassia vicina più massiccia. Sono generalmente abbastanza ricche di gas, polvere interstellare e stelle giovani. Gli esempi più noti sono la Grande e la Piccola Nube di Magellano.

Oggi si ritiene che quasi tutte le galassie, inclusa la nostra Via Lattea, contengano un buco nero supermassiccio al loro centro. Con massa di milioni o miliardi di volte quella del Sole, questi strani oggetti, sarebbero in grado di attrarre e distruggere qualsiasi corpo celeste che si trovi nel suo raggio di azione gravitazionale. Ciò che resta della materia ancora nessuno lo sa ma sembra che nemmeno i fotoni (particelle componenti la luce) riescano a sfuggire al suo abbraccio mortale. Oggi si riescono a localizzare grazie agli effetti gravitazionali che subiscono alcuni corpi celesti che si trovano nelle sue vicinanze.



Tabella: galassie del gruppo locale

Galassie attive

Le galassie sono molto diverse tra di loro per forma e dimensioni, ma alcune sono assolutamente fuori dell’ ordinario. Alcune galassie dette “galassie attive “ oppure nuclei galattici attivi (in inglese:AGN) emettono un’ enorme quantità di energia nello spazio delle onde elettromagnetiche. A seconda del tipo di galassia tale energia si può presentare in diverse lunghezze d’ onda :luce visibile, infrarosso, onde radio, ultravioletto ,raggi X e raggi gamma.

Le galassie attive comprendono: quasar, blazar, radiogalassie e galassie di Seyfert.
Esse spesso presentano getti di plasma espulsi a milioni di anni luce. Non si sa bene come si producano questi getti ma si pensa che tutte le galassie attive siano alimentate da un unico motore: un buco nero supermassiccio avente una massa di milioni o forse miliardi di masse solari.
Alcuni astronomi ritengono che tutti questi tipi di galassie siano sostanzialmente la stessa cosa solo che ci appaiono diverse a causa del loro diverso orientamento nello spazio. Le galassie attive sono circa 1% della popolazione totale delle galassie note.

• Quasar

Le quasar(da "quasi stellar radio source") sono tra gli oggetti celesti piu' misteriosi e affascinanti sperduti nel prifondo universo. Si tratta di galassie lontanissime, le piu' lontane a noi note (da 2 a 12 miliardi di anni luce), che emettono una enorme quantita' di energia, sottoforma di onde radio e radiazioni ultraviolette, dalla regione nucleare. Le quasar sono conosciute da pochi decenni; la prima fu identificata nel 1962 mediante il radiotelescopio di Parks in Australia. Esse appaiono al telesccopio come dei puntini luminosi, di aspetto stellare. Il loro spettro mostra pero' delle caratteristiche diverse dalle stelle: le righe spettrali sono notevolmente spostate verso il rosso. Questo e' dovuto al fatto che si allontanano da noi ad una velocitè che è circa la metà della velocità della luce e quindii soggette ad un redshift molto alto.
A causa della loro distanza, la luminosita' ottica delle quasar é molto bassa poiché diminuisce in modo proporzionale al quadrato della distanza della sorgente. Nonostante appaiano come semplici oggetti stellari, presentano una energia luminosa da 100 a 1000 volte maggiore delle galassie giganti. La maggior parte della radiazione emessa dalle quasar fa parte delle bande radio e infrarosse, al contrario delle galassie normali, che emettono prevalentemente nell' ottico.

• Blazar

I blazar sono simili alle quasar con la differenza che cambierebbe l'angolazione della visuale terrestre e l'energia, anche luminosa, irradiata da questi AGN. Il segnale dei blazar punta direttamente verso la Terra (il suo piano visuale) e l’energia sarebbe più concentrata ed intensa, (essendo allineata al piano di osservazione degli strumenti astronomici, a partire dai telescopi in banda ottica).

• Radiogalassie

In accordo col nome, sono galassie che emettono principalmente nel campo delle onde radio. Sono di forma ellittica e tipicamente costituite di due lobi di emissione simmetricamente opposti rispetto alla galassia ottica cui sono associati. La distanza tra i due lobi può raggiungere i 6 Mpc, quindi le radio-galassie hanno dimensioni oltre 10 volte maggiori quelle di una normale galassia come la nostra Via Lattea.

• Galassie di Seyfert

Scoperte dall'astrofisico Carl Keenan Seyfert nel 1943, queste galassie, di forma spirale, emettono principalmente onde elettromagnetiche nell'infrarosso e raggi X. Le loro regioni centrali mostrano una luminosità più elevata del normale e dall’ analisi spettrale risultano righe molto larghe in emissione probabilmente prodotte da nuvole di gas dense e ad alto grado di ionizzazione in moto a grandi velocità. In queste galassie si nota la presenza , lungo il piano galattico, di un toro (ciambella) di polveri che avvolge il loro nucleo detto toro molecolare. Si pensa che questa caratteristica modifichi le proprietà osservative di tali galassie a seconda dell'inclinazione del piano di osservazione.

Ammassi e Superammassi di Galassie

Come le stelle, che sotto l’ effetto di campi gravitazionali, si raggruppano a formare ammassi stellari, così le galassie si raggruppano in vasti ammassi di galassie. Alcuni sono vecchi quasi quanto l’ universo stesso. Gli astronomi classificano gli ammassi di

galassie secondo la densità ed il numero dei loro membri. Il Gruppo Locale , quello al quale appartiene la nostra Via Lattea, è un esempio di piccolo ammasso popolato da alcune dozzine di elementi, mentre esistono strutture gigantesche, quali gli ammassi della Vergine e della Chioma di Berenice, che si estendono per milioni di anni-luce e contengono miglia glia di galassie.
Inizialmente si pensava che gli ammassi di galassie fossero caratterizzate solo dalla concentrazione di galassie osservate nell'ottico. Con l'evolversi delle osservazioni nella banda X, a partire dal 1970 con il satellite UHURU e poi coi successivi satelliti, si é stabilito che esistono tre componenti principali: le galassie, il gas intergalattico ( ICM Intra Cluster Medium ) e la materia oscura. Queste tre componenti contribuiscono alla massa totale rispettivamente per il 5% (galassie) , il 15% (ICM), 80% (materia oscura).
Il gas intergalattico (ICM) è costituito da un plasma composto da elettroni e ioni con densità compresa tra 10^-2 e 10^-4 cm^-3 e con temperatura compresa tra 10^7 e 10^8 gradi Kelvin.
Da osservazioni eseguite in banda X, si e trovato che circa il 80% della massa totale di un ammasso tipico non é visibile in nessuna banda dello spettro elettromagnetico. Questa massa mancante è stata chiamata” materia oscura” a causa della sua assente interazione elettromagnetica. Per quello che sappiamo ad oggi, la materia oscura interagisce solo gravitazionalmente.
Gli ammassi di galassie hanno un'estensione spaziale in media di circa 1Mpc.

Esistono, in fine, superammassi di galassie ognuno contenente un certo numero di ammassi di galassie. Sono le più grandi strutture legate da effetti graviazionali conosciute dell' Universo. Il Gruppo Locale cui appartiene la nostra Via Lattea, ad esempio, compone il superammasso della Vegine che, con un diametro di circa 100 milioni di anni-luce, contiene circa un centinaio di ammassi di galassie. Il Superammasso della Vergine e, di conseguenza anche il Gruppo Locale con la nostra Via Lattea, risulta essere parte di un più grande superammasso detto Laniakea (dall' hawaiano: Lani e Akea, Cieli Immisurabili).
Nella struttura a larga scala dell'universo gli ammassi sono disposti lungo sottili corridoi chiamati filamenti e proprio all'incrocio di questi filamenti viene a trovarsi una densità di ammassi tale da dar vita ai superammassi di galassie. Essi hanno una estensione che va da diverse centinaia di milioni a 10 miliardi di anni luce, coprendo oltre il 5% dell'Universo osservabile. Ad oggi, si contano nell'universo, circa 10 milioni di superammassi galattici.

Interazioni tra galassie

Mentre le stelle delle singole galassie sono relativamente distanti tra di loro, separate da decine di milioni di diametri stellari, le galassie, negli ammassi più densi, sono relativamente vicine , separate tra di loro solo da 10 o 20 diametri galattici. Ne deriva che le interazioni tra galassie sono abbastanza frequenti. Quando avvengono però, per quanto detto sopra, difficilmente le loro stelle entrano in collisione. Normalmente le due galassie “sfilano” l’ una attraverso l’ altra oppure si fondono dando vita ad una nuova galassia di massa maggiore e normalmente di forma ellittica. Le interazioni tra zone ampie e dense di gas (come le nebulose) presenti nelle due galassie può dare vita alla nascita di nuove stelle. Se le galassie che entrano in collisione anno velocità elevate dopo lo scontro continueranno per la loro strada. Tuttavia, a causa dell'interazione gravitazionale avranno forme e caratteristiche fortemente modificate. Nella foto a lato, scattata dal telescopio spaziale Hubble, è visibile l’ oggetto “LEDA 18516”. Si tratta di uno scontro tra due galassie che per la loro elevata velocità iniziale sono destinate a separarsi nuovamente per proseguire, profondamente trasformate, il loro viaggio nello spazio extragalattico.
L’ interazione galattica gioca un ruolo notevole nell’ evoluzione delle galassie e degli ammassi galattici. La nostra Via Lattea, ad esempio, si sta avvicinando alla galassia di Andromeda alla velocità di circa 500.000 Km/h e si fonderà con essa tra circa 3 miliardi di anni dando vita ad una entità più grande. A quel punto il nostro Sole, e con esso il nostro pianeta, o saranno scagliati nello spazio intergalattico oppure saranno assorbiti dalla nuova galassia.

Nascita e sviluppo dell’ universo

L’ ipotesi cosmologica attualmente più accreditata, in quanto suffragata da alcune evidenze scientifiche, è che l’Universo sia nato, circa 13,7 miliardi di anni fa da un’esplosione primordiale di un “punto” di materia di volume zero e temperatura e densità infinite (cioè da quella che in matematica viene definita una singolarità, ma che non ha senso fisico). In altre parole, tutta la materia e l’energia dell’universo erano concentrate in una piccolissima regione di spazio che, per qualche motivo, rotto il suo equilibrio ha dato vita ad una indescrivibile esplosione.
Questa esplosione prende il nome di Big Bang, letteralmente «grande bang»(il termine “bang” viene usato nel linguaggio onomatopeico dei fumetti per indicare una esplosione), espressione usata per la prima volta dall’astronomo britannico Fred Hoylea nel 1948. Egli la usò in senso polemico in quanto sostenitore del modello di stato stazionario o creazione continua che contrastava con le teorie che si stavano affermando, secondo le quali , l’ universo sarebbe nato a seguito di una gigantesca esplosione.
La teoria del Big Bang era stata elaborata nel 1948 dallo scienziato russo George Gamow insieme a Ralph Alpher e Hans Bethe. Secondo questa teoria, subito dopo l’ esplosione, vi fu una violentissima espansione dovuta ad una grande pressione negativa. Questa fase detta d’ inflazione iniziale o inflazione cosmica durò alcune frazioni di secondo (10^-30 sec.) nei quali il raggio dell’ neonato Universo aumentò di circa un miliardo di miliardi di miliardi di volte. Subito dopo l' Universo assomigliava ad una specie di "sfera" caldissima in rapida espansione costituita solo di energia e di radiazione. Esistevano i costituenti dei nuclei e degli atomi che con neutrini e fotoni costituivano una sorta di “zuppa primordiale”. Pian piano espandendosi e raffreddandosi, una parte della radiazione si è trasformata in materia: neutroni, protoni,neotrini e fotoni.
Dopo circa un minuto dal Big Bang, i protoni e i neutroni si sono uniti per formare nuclei di idrogeno, elio e litio. In quel momento, la temperatura dell' universo era circa 10 miliardi di gradi Kelvin. In quella fase detta Epoca oscura (in inglese Dark Ages), che va da 380.000 a un miliardo di anni dopo il Big Bang, l’Universo era composto da gas neutro e privo di elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio (che in astronomia vengono genericamente chiamati ‘metalli’). Elettroni e protoni vagavano liberi all’ interno di una grande nube in un caos generale che imprigionava i fotoni e non esistevano ancora le stelle ad irradiare luce. I nuclei degli altri atomi, come sappiamo, si sono formati successivamente, nelle reazioni di fusione nucleare che sappiamo avvenire nei nuclei delle stelle.
Dopo circa 100mila anni di espansione e di raffreddamento, gli elettroni si sono uniti ai nuclei per formare gli atomi. Successivamente gli atomi si sono aggregati in gigantesche nubi, che dopo un miliardo di anni hanno formato le prime stelle e le prime galassie.

Ci sono tre solide evidenze scientifiche che avvallano la teoria del big bang:

• L’espansione dell’universo
• La nucleosintesi primordiale
• La radiazione di fondo a microonde

Vediamole in dettaglio.

Espansione dell’ universo
L’Universo è attualmente in espansione e lo prova il fatto che tutte le galassie si stanno allontanando le une dalle altre. Margherita Hack faceva spesso il paragone con i canditi e l’uvetta del panettone quando la pasta lievita; si può pensare anche a dei puntini disegnati sulla superficie di un palloncino che viene gonfiato.
La scoperta di questo fenomeno risale attorno al 1920, quando Edwin Hubble si accorse che gli spettri delle galassie osservate, erano caratterizzati da uno spostamento delle righe spettrali, del campo visibile, verso il rosso.
Analogamente all’ effetto dobbler per le onde acustiche che si allungano e si accorciano in funzione della velocità di allontanamento di una fonte sonora, tale spostamento (redshft in inglese) era tanto più marcato quanto più la stella o la galassia risultava essere lontana, il che indicava un moto di recessione o allontanamento maggiore per le galassie più lontane . Ne deriva che le galassie più lontane sono quelle che si allontanano più velocemente da noi. Osservazioni più recenti e misure più precise delle distanze di lontane galassie hanno però indicato che in realtà la velocità d'espansione non va decelerando, come si riteneva, bensì accelerando, come se ci fosse una forza che si oppone alla forza di gravità e che è stata definita come “energia oscura”.
La velocità di allontanamento o recessione di una galassia cresce con la loro distanza dall’ osservatore secondo la seguente legge di Hubble :

V = H x D

Dove V = velocità di recessione, D = distanza della galassia e H = Costante di Hubble che si determina con le osservazioni di galassie a noi più vicine delle quali sia nota la distanza.
Il valore di questa costante ha subito diversi ritocchi nel tempo ed il suo valore esatto è ancora piuttosto incerto ma, la maggioranza dela comunità scientifica, oggi concorda che sia attorno a 71,9 ± 2,7 Km al secondo per ogni Megaparsec di distanza (un Megaparsec è pari a circa 3,26 x 106 anni luce). Questo significa che una galassia distante 1 Megaparsec si sta allontanando da noi ad una velocità di circa 71,9 km/ sec, mentre un'altra alla distanza di 100 Megaparsecs si sta allontanando ad una velocità 100 volte maggiore.
Quindi le galassie più distanti si allontanano con velocità maggiori (come in ogni esplosione, vanno più lontani gli oggetti che hanno velocità maggiori). Essenzialmente, la costante di Hubble ci dà il tasso di espansione dell'Universo.

Bisogna notare che, su scale molto grandi, la teoria di Einstein prevede che il comportamento reale degli oggetti si distacchi da quello lineare previsto dalla legge di Hubble. L'entità e il tipo di questa deviazione dipendono dal valore della massa totale contenuta nell'Universo. In questo modo, un diagramma della velocità di recessione (o del redshift) delle galassie in funzione della distanza, che è una linea retta fino a distanze intermedie, ci può dare un'idea della quantità totale di materia nel Cosmo e ci può fornire informazioni cruciali sulla misteriosa "materia oscura".

La nucleosintesi primordiale
Nei primi tre minuti, quando la temperatura è circa 1 Miliardo di gradi, protoni e neutroni si legano assieme, formando i nuclei degli elementi più leggeri: il deuterio (idrogeno pesante) e l’Elio (He).
Le misure delle abbondanze di questi elementi originati nella nucleosintesi primordiale sono una delle conferme per la teoria del big bang.

La radiazione di fondo a microonde
E’ una radiazione a microonde che si rileva in ogni direzione; si tratta del residuo termico del Big Bang, cioè di una radiazione emessa quando la temperatura era di 3.000 gradi Kelvin e che poi, espandendosi insieme allo spazio, è scesa a 2,7 gradi kelvin. Fu scoperta nel 1964 da Arno Penzias e Robert Wilson dei Bell Laboratory cercando l’origine di disturbi nelle trasmissioni radio.
Le ultime misure sono state effettuate dal satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) lanciato dalla NASA nel 2001. WMAP ha prodotto la mappa della radiazione nell’Universo rappresentata in figura a lato.
In rosso le zone più calde, in blu quelle più fredde, con differenze di milionesimi di grado kelvin.


Sulla base dei dati raccolti da WMAP l’evoluzione dell’Universo dal Big Bang ad oggi può essere rappresentata come in figura :

il tempo scorre in verticale dal basso verso l’ alto. L’ampiezza della forma a campana (in orizzontale) rappresenta l’evolversi del volume dello spazio.
Il tempo e lo spazio ebbero origine dalla singolarità, che nelle prime infinitesimali frazioni di secondo subì una violentissima espansione a una velocità molto superiore a quella della luce.
Questa fase definita come inflazione iniziale iniziò 10^-35 secondi dopo la nascita dell’Universo e durò 10^-30 secondi.
Dopo circa 400.000 anni di espansione si liberò la radiazione di fondo a cui seguì un periodo di buio assoluto (epoca oscura).
In seguito si formarono le prime stelle, le galassie e i pianeti.

La vera forma dell’Universo, che è almeno a quattro dimensioni, non può essere visualizzata in modo diretto nel nostro mondo a tre dimensioni. Possiamo però parlare di geometria dello spazio, facendo riferimento ad alcune sue proprietà. Per la teoria della Relatività generale di Einstein la materia incurva lo spazio-tempo e questa curvatura, interpretata come gravitazione, condiziona i movimenti della materia.
La geometria dello spazio dipende dal fattore Ω, che è il rapporto tra densità media dell’Universo e densità minima necessaria ad arrestare l’espansione per attrazione gravitazionale (densità critica).
In dipendenza di questo fattore, secondo i modelli di Universo di Friedmann-Robertson-Walker, lo spazio potrebbe essere: chiuso (Ω>1), aperto (Ω <1), piatto (Ω=1).
Attualmente sembra che l’Universo sia effettivamente piatto ma è comunque difficile determinare il valore esatto di Ω, anche a causa della materia oscura. La materia oscura non emette radiazioni elettromagnetiche (luce, onde radio, ecc.) ed è rilevabile soltanto dagli effetti gravitazionali che esercita sui corpi celesti. La sua esistenza è stata dedotta da varie osservazioni:

• Le velocità orbitali delle stelle all’interno delle galassie è maggiore di quelle che dovrebbero avere per la legge della Gravitazione universale se la massa presente fosse soltanto quella cosiddetta “visibile”, cioè quella che emette energia in tutta la gamma elettromagnetica.
• Si sono rilevati effetti di lente gravitazionale (vedi appendice) possibili soltanto in presenza di una massa molto superiore a quella della materia “visibile”.
• Anche nel caso di collisione di galassie si evidenzia l’effetto gravitazionale di una massa invisibile.

Non si sa bene che cosa sia questa materia oscura; si pensa ai neutrini e alle nane nere ma per la maggior parte dovrebbe trattarsi di particelle elementari di massa notevole e scarsamente interagenti con la materia, normale denominate WIMP (Weakly Interacting Massive Particles). Sono in corso vari esperimenti per approfondirne la conoscenza.

Dopo aver constatato l’espansione dell’Universo sorge quindi l’interrogativo su quello che sarà il suo futuro. L’evoluzione dipende principalmente da quella che è la curvatura dell’Universo:
Se Ω = 1 (densità dell'Universo esattamente uguale alla densità critica) l’Universo è piatto l’espansione verrà rallentata dalla gravitazione e la velocità tenderà a zero.
Se Ω > 1 (densità dell'Universo che supera la densità critica) l’Universo è chiuso e l’espansione verrà arrestata dalla gravitazione, che produrrà un collasso verso una nuova singolarità.
Se Ω < 1 (densità dell'Universo che supera la densità critica) l’Universo è aperto e l’espansione continuerà indefinitamente con un leggero rallentamento della velocità.

Recentemente il quadro è stato modificato dalla scoperta che l’espansione dell’Universo anziché rallentare sta accelerando. Questo ha portato alla riesumazione della costante cosmologica, ipotizzata e poi ripudiata da Einstein: si tratterebbe di una energia del vuoto che contrasta la forza gravitazionale e che è stata definita come Energia Oscura.
L’ energia oscura costituisce una parte molto rilevante del cosmo. Considerando l’equivalenza relativistica tra massa ed energia E=mc² l’Universo risulterebbe costituito da Energia oscura per il 72%, Materia oscura per il 23% e soltanto meno del 5% di Atomi “normali”. Tenendo conto anche dell’energia oscura, che tende ad espandere lo spazio, possiamo immaginare i seguenti scenari:
BIG CRUNCH (schiacciamento, collasso)
E’ l’evoluzione necessaria dell’ Universo chiuso: la gravitazione inverte l’espansione, spazio e materia si ricompattano fino alla singolarità. Qui potrebbe verificarsi un altro Big Bang, dando origine ad un altro Universo, magari con leggi fisiche diverse da quelle attuali.
BIG FREEZE (grande freddo)
E’ una possibile evoluzione dell’ Universo aperto o piatto: la continua espansione provoca uno stato di massima entropia in cui tutto risulta omogeneo mentre la temperatura tende allo zero assoluto. Nessun processo può più verificarsi, è la cosiddetta “Morte termica”.
BIG RIP (grande strappo)
Possibile evoluzione dell’ Universo aperto: l’espansione fortemente accelerata provoca la distruzione di ogni oggetto e la disgregazione della materia in particelle elementari. Fine prevista tra 22 miliardi di anni.
BIG BOUNCE (grande rimbalzo)
Una teoria quantistica alternativa al Big crunch: la materia si ricompatta senza raggiungere la singolarità ma iniziando prima una nuova espansione. Così l’Universo sarebbe sempre esistito trasformando ma conservando materia ed energia. Molti fisici preferiscono questa visione, meno

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