Galassia
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Le stelle si trovano quasi sempre in gruppi chiamati galassie, assieme a gas, polveri e materia oscura. La massa di una galassia è al 10-20% formata da stelle, gas e polveri. Le galassie sono tenute insieme dall'attrazione gravitazionale reciproca delle loro componenti, che orbitano attorno ad un centro comune. In base a prove indirette, si ritiene che almeno alcune galassie, e forse la maggior parte, ospitino al loro centro un buco nero. Una delle teorie di formazione galattica coerente con il paradigma cosmogonico comunemente accettato prevede che le galassie si evolvano da protogalassie che si fondono.
Le galassie generalmente si dividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari (quelle che non si classificano facilmente come spirali nè come ellittiche). Una descrizione più articolata è data dalla Sequenza di Hubble (dal nome dell'astronomo Edwin Hubble, che propose questo sistema di classificazione), che tiene conto di parametri morfologici quali il rapporto tra gli assi di una galassia ellittica o la presenza di una barra centralmente ad una galassia spirale. La nostra galassia, la Via Lattea, a volte chiamata semplicemente Galassia (con la maiuscola), è una grande spirale barrata con un diametro di circa 30 kiloparsec, o 100.000 anni luce, contenente circa 400 miliardi di stelle, ed ha una massa totale di circa mille miliardi di volte quella del Sole.
Nelle galassie spirali, i bracci di spirale hanno la forma approssimata di una spirale logaritmica, un andamento che può essere spiegato qualitativamente come il risultato di un disturbo in una massa uniforme rotante di stelle. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma lo fanno con velocità angolare costante. Questo significa che le stelle entrano ed escono continuamente dai bracci. Si pensa che questi siano zone di alta densità, o onde di densità. Quando le stelle entrano in un braccio, rallentano la loro orbita, creando così una zona di densità maggiore; è un meccanismo simile ad un' "onda" di automobili lente su un'autostrada. I bracci sono ben visibili perché l'alta densità facilita la formazione stellare, e contengono quindi molte stelle giovani e brillanti.
Alcune galassie sono sede di fenomeni molto energetici e sono dette galassie attive. Tra queste le galassie di Seyfert, i quasar e gli oggetti BL Lac.
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Struttura a larga scala
Lo spazio tra le galassie è relativamente vuoto, eccetto per le nubi di gas interstellari.
Poche galassie sono isolate, e sono dette galassie di campo. La maggior parte sono legate gravitazionalmente a numerose altre. Strutture contenenti fino a 50 galassie sono dette gruppi di galassie, mentre strutture più grandi, contenenti diverse migliaia di galassie in una zona grande alcuni megaparsec, sono dette ammassi. I superammassi di galassie sono strutture gigantesche contenti decine di migliaia di galassie, unite in ammassi, gruppi e a volte individualmente. Vi sono recenti evidenze di strutture di dimensioni ancora maggiori del superammasso, come ad esempio la cosiddetta "grande muraglia". Nonostante ciò in cosmologia si ritiene comunemente che su scale sufficientemente grandi l'universo si possa considerare omogeneo ed isotropo: ciò è giustificato in parte dall'evidenza osservativa dell'isotropia della radiazione cosmica di fondo.
La nostra galassia è un membro del Gruppo Locale, che domina assieme alla Galassia di Andromeda. In tutto, il Gruppo Locale contiene circa 30 galassie in un diametro di dieci megaparsec. Il Gruppo Locale fa parte del Superammasso Locale, chiamato anche Superammasso della Vergine.
Leggi di scala
Dall'osservazione sistematica delle galassie e in particolare dall'esame dei dati fotometrici e spettroscopici emergono delle regolarità che prendono il nome di "leggi di scala delle galassie". Le principali sono, per quanto riguarda i profili fotometrici, la legge di De Vaucouleurs per il profilo di brillanza superficiale delle galassie ellittiche, estesa dalla legge di Sersic, e l'analogo per le galassie spirali ovvero il profilo di brillanza esponenziale. Per quanto riguarda le relazioni spettroscopiche valgono le leggi di Tully-Fischer e di Faber-Jackson che legano la luminosità di una galassia rispettivamente spirale o ellittica alla velocità rispettivamente di rotazione o "termica" (delle stelle considerate come gas). Infine il Piano Fondamentale delle galassie ellittiche che correla tre quantità: il raggio efficace, la luminosità e la summenzionata velocità "termica". Le leggi di scala hanno un ruolo importante in quanto fungono da vincolo per i modelli dinamici di galassia. Inoltre esse possono essere utilizzate come ausilio nella classificazione morfologica delle galassie o ancora, a patto di assumerle valide esattamente, come strumento di misura delle distanza.
Storia
Questo resoconto della storia dell'osservazione della nostra e di altre galassie è in gran parte preso da [1].
Nel 1610, Galileo Galilei usò un telescopio per studiare la brillante banda presente nel cielo notturno, conosciuta come Via Lattea, e scoprì che era composta da un enorme numero di deboli stelle. In un trattato del 1755 Immanuel Kant, basandosi su di un precedente lavoro di Thomas Wright, fece l'ipotesi (corretta) che la galassia poteva essere un insieme rotante composto da un gran numero di stelle, tenute insieme dall'attrazione gravitazionale, simile al Sistema Solare ma su scala molto più grande. Il disco di stelle risultante sarebbe visibile come una banda nel cielo, dalla nostra prospettiva dentro il disco. Kant inoltre congetturò che alcune delle nebulose visibili nel cielo notturno fossero galassie separate.
Verso la fine del XVIII secolo, Charles Messier compilò un catalogo delle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo di 5000 nebulose messo assieme da William Herschel. Nel 1845, William Parsons costruì un nuovo telescopio e fu in grado di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali. Riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi di Kant. Nonostante questo, le nebulose non vennero universalmente accettate come galassie separate finché Edwin Hubble non risolse la questione nei primi anni venti. Usando un nuovo telescopio, riuscì a risolvere in stelle le parti esterne di alcune nebulose a spirale e identificò tra queste alcune variabili Cefeidi, riuscendone quindi a stimare la distanza: erano troppo distanti per far parte della Via Lattea. Nel 1936, Hubble pubblicò un sistema di classificazione delle galassie in uso ancora oggi, la Sequenza di Hubble.
Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del Sole al suo interno fu di Herschel nel 1785, contando accuratamente il numero di stelle presenti in differenti parti del cielo. Usando un metodo perfezionato, Jacobus Kapteyn arrivò nel 1920 a descrivere una piccola galassia ellissoide (diametro circa 15 kiloparsec), con il Sole vicino al centro. Un metodo differente inventato da Harlow Shapley, basato sulla posizione degli ammassi globulari, dette un risultato completamente differente: un disco piatto, del diametro di circa 70 kiloparsec, con il Sole molto lontano dal centro. Entrambe le tecniche non tenevano in considerazione l'assorbimento della luce da parte della polvere interstellare presente nel piano galattico. Dopo che Robert Julius Trumpler quantificò questo effetto nel 1930 studiando gli ammassi aperti, nacque la descrizione odierna della nostra galassia esposta più sopra.
Nel 1944, van de Hulst predisse l'esistenza di una radiazione a microonde con lunghezza d'onda pari a 21 centimetri, emessa da idrogeno atomico presente nella galassia sotto forma di gas interstellare; questa radiazione fu osservata nel 1951. Essa permise un salto di qualità negli studi della nostra galassia, perché non è influenzata dalla polvere interstellare, e il suo spostamento Doppler può essere usato per mappare il moto dei gas nella galassia. Queste osservazioni portarono ad ipotizzare una struttura a barra rotante nel centro della Galassia. Con nuovi radiotelescopi, l'idrogeno può essere osservato anche in altre galassie. Negli anni 70 ci si rese conto che la massa totale visibile delle galassie (formata da stelle e gas) non è sufficiente per spiegare il veloce moto di rotazione del gas, e nacque la teoria della materia oscura.
A partire dagli anni 90, lo Hubble Space Telescope portò nuove osservazioni. Tra le altre cose, stabilì che la materia oscura nella nostra galassia non può consistere solamente di stelle troppo deboli per essere visibili. La spettacolare immagine Hubble Deep Field stabilì che il il numero di galassie è di almeno alcune centinaia di miliardi, nel solo universo osservabile.
Referenze
James Binney: Galactic astronomy, Princeton University Press, 1998
Galassie con articoli a loro dedicati
- Via Lattea
- Galassia di Andromeda
- Galassia del Triangolo
- Grande Nube di Magellano
- Piccola Nube di Magellano
- Andromeda VIII
- M87 (galassia della Vergine)
Collegamenti esterni
- Galaxies, SEDS Messier pages