Galassie: forma e tipologia

Argomenti della pagina

Le galassie
La formazione delle galassie
Classificazione delle galassie

Galassie a spirale
Galassie ellittiche
Galassie irregolari
Galassie di ARP

Termini da conoscere

Ammasso aperto, Ammasso galattico, Ammasso globulare, Anno di luce, Asteroide, Atomo, Buco nero, Cometa, Filamento, Fusione nucleare, Gravità, Massa, Materia oscura, Mezzo interstellare, Nebulosa, Pianeta, Polvere, Popolazione stellare, Righe di emissione, Rivoluzione, Satellite, Spettro elettromagnetico, Stella, Superammasso galattico, Supernova, Telescopio, Vuoto

Le galassie

Elenco di galassie

Una galassia è un vasto insieme di stelle e di materia interstellare, la cui coesione viene assicurata dalla gravitazione.

La galassia M51, nota come Galassia Vortice.

Le galassie, quindi, sono degli insiemi gravitazionali di stelle, singole o in ammassi, gas interstellare e polveri. L'insieme di gas e polveri forma il mezzo interstellare ed occupa circa il 10% della massa totale della galassia. In aggiunta a questa materia, c'è la materia oscura

, intuita dalla velocità di rivoluzione degli oggetti più periferici. Spesso, forse sempre, al centro di una galassia c'è un buco nero supermassiccio

che, ancora forse, è stato proprio il motivo per il quale la galassia si è formata.
Sembra quasi impossibile, ma stelle lontane anni luce sono tenute insieme da forze gravitazionali in insiemi detti galassie.
La loro natura non è stata chiara fino a tempi abbastanza recenti. Con l'aiuto dei primi grandi telescopi, Sir John Herschel riuscì a compilare un catalogo con più di 5000 oggetti dei quali circa 1700 erano oggetti nebulosi. E' il Catalogue of Nebulae and Clusters, che permise anche una facile distinzione di queste nebulose in base alla forma: c'erano allora nebulose a spirale, nebulose ellittiche, nebulose non inquadrabili in nessuna forma e quindi dette irregolari ed in più c'erano quelle circolari, le nebulose planetarie.
Tutte erano molto piccole, molto simili come dimensione. Herschel pensò che fossero anche tutte alla stessa distanza, sbagliando ovviamente. Soltanto con lo spettroscopio e con l'analisi delle righe di emissione nello spettro di luce si riuscì a capire una cosa strana: le nebulose a spirale erano tutte in allontanamento da noi (le loro righe erano shiftate verso il rosso) mentre le altre si avvicinavano (righe shiftate verso il blu)

.
Il problema era aperto: non erano tutte alla stessa distanza quindi - per logica - quelle più lontane devono essere davvero molto grandi per poter avere le stesse dimensioni apparenti di quelle più vicine. Edwin Hubble, nel 1923, utilizzando una stella del tipo delle variabili Cefeidi

riuscì a stabilire che questa, presente nella nebulosa di Andromeda, era molto più lontana rispetto alle altre Cefeidi

della nostra Galassia. Le Cefeidi, infatti, hanno tutte la stessa luminosità e se una appare più debole di un'altra è perché è più lontana. Quella nebulosa, lontanissima, era un'altra galassia come la nostra, piena di stelle come la nostra. Era M31. L'universo, si capì, era pieno di galassie.

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Formazione delle galassie

L'universo è uniforme a grande, grandissima scala ma è indubbio che, per scale minori esistono irregolarità che si presentano sottoforma di ciò che possiamo vedere anche ad occhio nudo: galassie, stelle, pianeti , asteroidi, comete e satelliti . E ancora a maggior scala gli ammassi ed i superammassi galattici ed i filamenti galattici. La nascita delle strutture, e quindi anche delle galassie, è da rintracciare in tempi che risalgono a circa 13,7 miliardi di anni fa, all'origine dell'universo, quando piccolissime fluttuazioni quantistiche determinarono ciò che oggi vediamo in dimensioni enormi. La soluzione, tuttavia, non è completa, visto che ancora non si riesce a legare meccanica quantistica e relatività.
L'uomo non riesce a trovare un legame tra meccanica quantistica e relatività. Il primo che ci provò fu Einstein ma da lui in poi non ci sono stati progressi tangibili. Eppure è fuor di dubbio che le due materie siano legate: ai tempi del Big Bang l'universo, le sue minuscole particelle, erano regolate dalla meccanica quantistica. Le prime strutture, invece, passarono sotto il dominio della relatività iniziando ad aggregare materia ed a fare in modo che questa materia generasse una attrazione gravitazionale molto relativistica. Attualmente, una galassia come la nostra, con un diametro di 100 mila anni luce , ha poco a che spartire con la meccanica quantistica essendo legata alle leggi relativistiche.

Se l'universo appena nato fosse stato isotropo e omogeneo ovunque, la velocità di espansione avrebbe stirato tutta la materia impedendo qualsiasi forma di aggregazione ma così non è stato ed oggi sappiamo almeno il perché. La meccanica quantistica ci insegna che nessuna distribuzione di materia può rimanere omogenea ed isotropa su scala microscopica dal momento che appariranno fluttuazioni casuali pronte a sparire e comparire di nuovo in quantità differente. Ogni distribuzione microscopica, in pratica, è un ribollire di particelle che nascono e muoiono in continuazione ed in qualsiasi momento e capita che una zona di questo piccolo spazio abbia una densità di particelle maggiore rispetto alle zone circostanti. Queste zone, quindi, sono in grado di esercitare una attrazione verso le particelle delle altre zone.
Sappiamo, o meglio supponiamo con molta probabilità, che l'universo attraversò una fase di espansione rapidissima nei primi istanti, che va sotto il nome di inflazione. Questa rapida espansione riuscì a trasportare le fluttuazioni quantistiche in tutto l'universo espanso, facendo in modo che i semi delle strutture appena nate si spargessero ovunque nella trama cosmica.
La prova di queste teorie è rintracciabile ancora una volta nella Radiazione Cosmica di Fondo (CBR), mappata dalla sonda WMAP, con una precisione che dire millimetrica è davvero poco, e prima ancora dalla sonda COBE. L'analisi della mappa mostra le fluttuazioni delle quali stiamo parlando, dapprima piccolissime - risalenti ad una età dell'universo di 380 mila anni, quando l'universo divenne trasparente alla luce - e poi sempre più grandi fino a che hanno dato vita alle attuali strutture del cosmo, a partire da un miliardo di anni dopo il Big Bang. Laddove c'era una fluttuazione, e quindi un maggior numero di particelle, c'era anche un maggior numero di fotoni e quindi una zona più calda della CBR. La fluttuazione tipica è di poche decine di milionisimo di grado rispetto ai 2,73°K classici della CBR. Le zone più calde della CBR accolgono oggi un migliaio di galassie, mentre le zone più fredde corrispondono agli attuali vuoti. I filamenti di galassie, in pratica, sono le pareti che contengono gli immensi vuoti cosmici, che vuoti non sono in assoluto ma soltanto in relazione al fatto che non contengono massa ordinaria, ma solo fluttuazioni quantistiche.
Il modello cosmologico ritiene che i filamenti, disposti a bolla, siano la "copertura" di masse enormi di materia oscura. In effetti la materia barionica (quella della quale siamo composti) riesce ad avviare il collasso gravitazionale soltanto nel momento in cui si separa dalla radiazione, il che è avvenuto come detto 380 mila anni dopo il Big Bang, quando l'Universo è divenuto trasparente

. La materia oscura, invece, non interagisce con la radiazione ed ha iniziato fin da subito ad amalgamarsi intorno ai punti di fluttuazione quantistica, agendo in seguito come catalizzatore degli atomi di idrogeno e di elio appena formati. Le protogalassie in pratica sarebbero state tutte formate da materia oscura, che in seguito ha iniziato ad attrarre a sé anche la materia barionica.
Ovviamente le galassie non nacquero come le vediamo oggi. All'inizio, ciò che venne ammassato era gas, idrogeno ed elio, gli unici componenti del primo universo. I materiali più pesanti, chiamati metalli, si formeranno soltanto con le prime fusioni nucleari internamente alle stelle. Non c'erano ancora le stelle.
In compenso l'attrazione gravitazionale continuava ad accumulare materia in quantità enorme: idrogeno ed elio oppongono poca resistenza e la massa arriva ad occupare spazi molto stretti in quantità enormi. La conseguenza è la formazione di enormi buchi neri con massa di milioni o addirittura miliardi di masse solari. Quesi enormi buchi neri ingoiano materia in quantità indescrivibili ed irradiano in maniera molto copiosa proiettando getti di materia e radiazione a centinaia di migliaia di anni luce. I getti possono essere allineati al nostro piano visuale, ed allora li vediamo brillantissimi e variabili, oppure possono essere a noi perpendicolari. Ovviamente non sono visibili ad occhio nudo perché si tratta di oggetti primordiali, visibili quindi a distanze enormi, distanze di miliardi di anni luce. Sono i quasar.
Studiando le galassie si scopre che moltissime, se non tutte, possiedono un buco nero supermassiccio al loro centro e questo si deduce dall'ingiustificata velocità che hanno le stelle nei pressi del centro galattico. Dovrebbe essere stato proprio questo buco nero ad attrarre il materiale che ha formato le galassie. La voracità del buco nero, una volta esaurito il materiale da ingoiare, si sarebbe placata lasciando una galassia tranquilla con un buco nero al suo centro. Una via di mezzo potrebbe essere data da galassie il cui buco nero è ancora attivo, con forte emissione soprattutto nello spettro X, ma con un appetito più moderato e quindi in grado di durare più tempo. Sono le cosiddette Active Galactic Nuclei (AGN)

.
I buchi neri supermassicci, nonostante la loro massa sia pari a miliardi di masse solari, occupano soltanto l'1% della massa della galassia che li ospita risultando quindi addirittura insignificanti dal punto di vista della massa, ma non dell'energia.

L'immagine DeepField di Hubble

Con il tempo, inoltre, le galassie si sono completate con le stelle, nate in ammassi aperti all'interno dei quali si muovono a grande velocità. Alcune sfuggono all'ammasso, vagando nella galassia come stelle libere, mentre altre vanno avanti nel tempo insieme. Gli ammassi globulari completano il quadro. In ultimo, ci sono gas interstellare e stelle.
Le prime stelle

, quindi, erano composte soltanto da idrogeno ed elio e, mancando materiali più pesanti in grado da resistere all'emissione stellare, le dimensioni di questi primi astri erano enormi come oggi non capita più. Stelle così grandi, durano anche poco perché bruciano il combustibile più in fretta. Quando esplodono arricchiscono il mezzo interstellare della galassia con elementi più pesanti quali carbonio, ossigeno, azoto, silicio, ferro e via discorrendo.
Osservando il cosmo possiamo vedere le galassie nei loro vari stadi di vita: la famosa immagine Deep Field (nell'immagine) scattata dallo Hubble Space Telescope consente di vedere in una unico frame galassie di 1,3 miliardi, 3,6 miliardi, 5,7 miliardi e 8,2 miliardi di anni.

PRIMA LE GALASSIE O PRIMA I BUCHI NERI?
Tra le domande più aperte in tema di genesi delle galassie ci si trova di fronte al problema "filosofico" se nasce prima la galassia oppure il buco nero

che sembra occupare il nucleo di ognuna di esse.
Apparentemente, galassie e buco nero supermassiccio centrale si formano attraverso un tipo di rapporto autoregolante, ma quale dei due oggetti si forma prima? Nel 2009, gli studi sembrano optare per la nascita del buco nero.
Studiando i moti di gas in galassie attive molto distanti, alcuni radioastronomi hanno trovato che quattro galassie molto giovani erano soltanto 30 volte più massicce dei loro buchi neri centrali, il che induce a pensare che i buchi neri nascano per primi e che la galassia cresca intorno ad essi.
Altri hanno trovato che alla fine della crescita sia il buco nero sia la galassia terminano il loro accrescimento e che il buco nero acquisisce in tutti i casi osservati per primo alcuni miliardi di masse solari all'apice della sua attività. Probabilmente il buco nero crea una vampata di energia di accrescimento (durante la fase di quasar) così intensa da scaldare e sospingere lontano tutto il gas restante attraverso la galassia, bloccando così l'accrescimento di entrambi.

GALASSIE NANE, COSMOLOGIA E MATERIA OSCURA
Un discorso a parte meritano le galassie nane. La teoria del Big Bang viene oggi inquadrata in una teoria cosmologica unitaria che va sotto il nome di CDM, Cold Dark Matter (Materia Oscura Fredda). Questa teoria prevede che nell'universo ci siano molte galassie nane che, ricordiamo, sono i primi mattoni costruiti dall'universo stesso e che ne conservano caratteristiche e segreti dei tempi iniziali. La nostra Via Lattea, ad esempio, dovrebbe avere almeno 120-200 galassie nane satelliti, invece delle 11 trovate fino al 2005. A vantaggio della CDM sta il fatto che molte galassie nane sono in via di scoperta recente (alla nostra Galassia si sono aggiunte almeno altre dieci galassie nane), il che avvalora la tesi per la quale si tratta di oggetti sfuggenti, che finora non sono stati trovati proprio perché difficilmente rintracciabili: sono deboli, con poche stelle che si confondono con quelle della nostra Galassia. Eppure, analizzando la velocità radiale delle stelle componenti, si scopre che è molto alta rispetto a quella che indurrebbe la materia luminosa della galassia nana. Il resto è materia oscura, che dovrebbe quindi essere la componente principale della galassia, fino a percentuali del 99%. La povertà di gas e polveri di queste galassie nane è spiegata dal fatto che l'intensa radiazione ultravioletta delle prime stelle e le supernovae hanno soffiato via quasi tutta la materia ordinaria.
Attualmente la ricerca delle nane mancanti sta andando avanti.

Le galassie nane ultracompatte sono sistemi stellari più luminosi di un classico ammasso globulare. Sono state scoperte nelle zone centrali degli ammassi galattici ed hanno proprietà che si trovano a metà tra l'ammasso globulare e la galassia nana ellittica. Ci sono quattro ipotesi sulla loro formazione: ammassi globulari extraluminosi, prodotti di fusione di superammassi stellari, nuclei strappati da ellittiche nane e galassie nane primordiali. Recenti studi mostrano caratteristiche molto simili ai massicci ammassi stellari. La presenza di questi oggetti in zone sgombre di ammassi galattici ovviamente mette in discussione le tesi riguardanti gli ammassi galattici stessi. Ad oggi su sei gruppi di galassie ha portato a scoprire una sola galassia nana ultracompatta, più altre quattro in forse. La più vicina mai trovata finora si trova vicino M104: ha un diametro di 14,7 parsec ed una massa di 3,3x10e7 masse solari. La sua età si aggira intorno ai 12,6 miliardi di anni.

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Classificazioni delle galassie

Per anni le galassie sono state classificate nella maniera in cui l'uomo tende a classificare tutto: attraverso la forma proprio come fu fatto per le nebulose e come, tra l'altro, ancora fa oggi con le nuvole. Oggi, potendo vedere le galassie sotto tanti altri punti di vista, ci sono classificazioni che discriminano tra diversi parametri come, ad esempio, le radiazioni emesse.
Le galassiepossono essere classificate in base alla massa, al numero di stelle contenute oppure in base alla forma.

CLASSIFICAZIONE PER MASSA
Per la massa , si possono avere galassie nane oppure galassie giganti, anche se ovviamente la massa alla quale ci si riferisce è soltanto quella visibile.

CLASSIFICAZIONE PER NUMERO DI STELLE
Per la numerosità di stelle, si distinguono le early-type (a basso contenuto di stelle, circa un centinaio di milioni) dalle late-type (con un numero di stelle più elevato, anche un migliaio di miliardi).

CLASSIFICAZIONE PER FORMA
L'uomo tende sempre a classificare le cose in base alla forma, fin da piccolo, ed è per questo che la cosa più facile da fare viene fatta anche in termini cosmici, per classificare le galassie.

La classificazione morfologica delle galassie, disegnata da Edwin Hubble

La prima classificazione delle galassie in base alla forma viene effettuata da Hubble nel 1936 all'interno della sua opera The Realm of the Nebulae. Elaborò una sorta di diapason sul quale distribuì le forme riconosciute. Sull'impugnatura furono posizionate le galassie ellittiche, dalle più tonde alle più affusolate, mentre sui due bracci del diapason furono poste le galassie a spirale, dalle più strette alle più larghe, e le galassie a spirale sbarrate, di nuvo dalle più strette alle più larghe.
Hubble sbagliò ipotizzando che le galassie nascono ellittiche e tonde per poi schiacciarsi e diventare, nel corso del tempo, a spirale.
Prima belle spirali chiuse e poi sempre più aperte. Sbagliato, si diceva, perché le stelle più vecchie di tutte le galassie hanno più o meno la stessa età, quindi tutte le galassie sono nate più o meno nella stessa epoca cosmica. Inoltre, mancano del tutto le galassie irregolari che invece sono presenti nel nostro universo. Ognuna delle tipologie di galassie lascia intravedere proprie caratteristiche. Spirali, ellittiche ed irregolari contengono il 99% delle galassie conosciute.
L'evoluzione del modello a diapason di Hubble a portato all'attuale classificazione galattica:

1. Galassie a spirale

Esempi di galassie a spirale: barrata e non

Galassie a spirale, barrata e non barrata

La struttura si caratterizza di un disco piatto e sottile che ospita la maggior parte delle stelle, con bracci a spirale che avvolgono una zona luminosa detta bulge.
Rappresentano all'incirca il 60% delle galassie conosciute e contengono prevalentemente stelle giovani di popolazione I

lungo i bracci del disco, dove c'è una intensa attività di generazione stellare. Le stelle più anziane di popolazione II, invece, si trovano prevalentemente nel nucleo e nello strato più esterno (alone).
Le galassie a spirale possono avere o non avere una sbarra che attraversa il nucleo e dalle cui estremità nascono i bracci della galassia. In tal caso la galassia si dice spirale barrata e si indica con SB. Se questa caratteristica non è presente, la galassia è semplicemente a spirale e si indica soltanto con S. L'immagine mostra a sinistra un esempio di galassia a spirale barrata ed a destra un esempio di galassia a spirale non barrata.
Tutti e due i tipi di galassie a spirale si caratterizzano poi per l'ampiezza dei bracci rispetto al nucleo. In tal caso se i bracci sono stretti intorno al nucleo le galassie sono di tipo a. Se i bracci sono molto distanti dal centro le galassie si indicano con c. La via di mezzo è data dalle galassie di tipo b. Quindi si hanno galassie Sa, Sb ed Sc e galassie di tipo SBa, SBb ed SBc.

2. Galassie ellittiche

Esempio di galassia ellittica

Le galassie di questa categoria sono caratterizzate da una simmetria nella distribuzione interna delle stelle.
Una sub-classificazione prevede l'assegnazione di sottoclassi da 0 a 7 in base alla forma apparente: le E0 hanno forma quasi sferica, le E7 hanno forma quasi a sigaro. Da 0 a 7, evidentemente, aumenta l'ellitticità della galassia, proprio come accade muovendosi lungo l'impugnatura del diapason di Hubble.
In realtà la forma dipende dal nostro punto di osservazione: magari vediamo una galassia tonda soltanto perché la osserviamo in laterale dalla punta, che invece si allunga verso la direzione opposta a noi.
Una caratteristica di queste galassie è l'assenza di mezzo interstellare: le galassie ellittiche sono composte da stelle anziane, soprattutto giganti rosse che spesso fanno assumere un colore rossiccio anche alla stessa galassia. Non c'è più formazione di nuove stelle proprio perché mancano sia le nubi di gas sia la polvere interstellare. Le più grandi galassie ellittiche contengono centinaia di miliardi di stelle in diametri che raggiungono i 100 mila anni luce.
Rappresentano circa il 13% della popolazione galattica dell'universo.

3. Galassie irregolari, lenticolari e particolari

Una galassia irregolare

Le galassie irregolari, che rappresentano circa il 3% delle galassie conosciute, sono ricche di materia interstellare, presente in quantità maggiore rispetto a quella delle spirali, e non hanno nessuno dei componenti delle galassie classiche, quali nucleo, bracci, disco. Proprio la ricchezza di mezzo interstellare le rende una nursery stellare di assoluto valore. Il movimento dei corpi interni alla galassia è del tutto caotico. Spesso la loro massa è piccola e si comportano come satelliti di galassie più grandi. Le stelle appartenenti alle galassie irregolari sono spesso molto giovani. Due galassie irregolari sono proprio quelle che fino a pochissimo tempo fa (stavolta pochissimo è giusto perché risale al 2007 la smentita) erano considerate satelliti della nostra Galassia: la Piccola e la Grande Nube di Magellano.
Dotate di un bulge luminoso poco schiacciato e di un disco relativamente piccolo, le galassie lenticolari, introdotte da Hubble nel 1936, si presentano come due lenti convesse sovrapposte, sbarrate (SBO) o normali (SB). Si tratta del 22% circa della popolazione galattica.
Esistono infine galassie particolari, dovute ad esempio ad esplosioni come M82 oppure caratterizzate da una forma ad anello.

4. Galassie di ARP

Esempio di galassie interagenti di Arp

Si è detto che il 99% delle galassie note è ellittica, irregolare o una spirale. Manca un 1% che comunque, con miliardi di galassie, è sempre un bel numero in termini assoluti.
Un astronomo americano, Halton Arp, sfruttò un telescopio di 5 metri per elaborare il suo Atlas of Peculiar Galaxies, nel 1966, che elenca una serie di galassie talmente strane che anche il termine irregolare gli stava stretto. In realtà, molte delle galassie che Arp descrisse come strane sono galassie rientranti nelle prime tre categorie caratterizzate dal fatto che sono in collisione. Alcune sono in interazione, altre si sono scontrate da un po' di tempo, altre ancora si sono strusciate. Le forze di marea che si generano in simili collisioni, note anche come merging, riescono a dilaniare le galassie che entrano in contatto. Anche le sbarre presenti in alcune galassie a spirale possono essere dei fenomeni temporanei, destinati a sparire in poche centinaia di milioni di anni.

COME CLASSIFICARE LE GALASSIE IN BASE ALLA FORMA?
Cataloghi, scritti su carta oppure pubblicati on line, indicano la tipologia di una galassia sostenendone la forma a spirale, l'irregolarità oppure l'ellitticità. Programmi software miranti a catalogare automaticamente una galassia sono stati tentati, ma fino ad oggi lo strumento più affinato per riconoscere somiglianze nelle forme è sempre l'occhio umano.
Il metodo attualmente preferibile, quindi, è analizzare le fotografie ed andare per analogia rispetto a galassie dalla forma conclamata ed accettata da tutti.
Le fotografie sono messe a disposizione, per la maggior parte, da due survay astronomiche chiamate 2dF (2 Degree Field Galaxy Redshift Survay) e SDSS (Sloan Digital Sky Survay). Soprattutto l'ultima survay, ottenuta con il telescopio da 2,5 metri dell'Osservatorio del New Mexico, ha puntato il proprio obiettivo su un milione di galassie, fornendo immagini in 5 bande e studiandone gli spettri.
E' chiaro che studiare e catalogare "ad occhio" un milione di galassie richiederebbe tutta la vita di tutti gli astronomi esistenti, quindi l'innovazione tecnologica ed internet sono stati sfruttati per convogliare il maggior numero di persone nel decidere la forma delle galassie. Il progetto è noto come Galaxy ZOO e consente a chiunque di votare per la forma di ciascuna galassia.
Dopo aver ottenuto una carrellata di esempi di galassie già classificate, gli utenti che partecipano possono votare per assegnare la classificazione.
Per partecipare, si può andare sul sito Galaxy ZOO

Recentemente forma e colore hanno trovato un file-rouge: sembra che le galassie nascano a spirale con un colore tendente al blu, dato dal veloce proliferare di stelle all'interno della galassia stessa. Con il tempo, anche dovutamente ai merging, il gas presente nella galassia tende ad esaurirsi e le stelle ad invecchiare, tendendo al rosso, mentre la galassia tende a divenire ellittica. Quindi, le galassie nascerebbero come spirali per evolversi come ellittiche (Hubble lo predisse agli albori del 1900), ma resterà teoria finché non verranno trovate vie di mezzo con un colore che dal blu tende al rosso.

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