Le galassie

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Testo

Le galassie
Gli uomini si sono sempre sentiti attratti dall'ignoto, che costituisce per essi una continua sfida. Per lungo tempo è stata la Terra l'oggetto delle loro ricerche e dei loro studi: ma ora che hanno scalato le più alte montagne, esplorato tutti i continenti, toccato i Poli, scandagliato le profondità oceaniche, ora che ben poco del nostro pianeta è ancora rimasto da scoprire, ecco che i loro interessi si sono spostati verso l'immensità dell'Universo che li circonda. Solo poche di loro sono visibili ad occhi nudo, simili per forma, contengono milioni, miliardi di stelle e innumerevoli pianeti.
Le galassie e altri oggetti non-stellari, come nebulose e ammassi, sono
identificati con il numero che fu loro assegnato in un catalogo del 1774. In quell'anno, l'astronomo francese Charles Messier (1730-1817) pubblicò un catalogo, poi arricchito, di 45 oggetti celesti. Ogni oggetto del catalogo era identificato dalla lettera "M" (per Messier) e da un numero. Un altro importante catalogo è il New General Catalogue, realizzato dal danese John Dreyer (1852-1926), che contiene migliaia di oggetti, denominati con la sigla NGC seguita da un numero.
Le galassie sono costituite da un gran numero di stelle di varia massa ed età, da nubi di
polvere fredde (o appena tiepide) e da gas a diverse temperature e a vari gradi di diluizione. La distribuzione di questi molteplici ingredienti all'interno di ciascun edificio galattico e la loro segregazione in sottosistemi di diversa complessità ed importanza - fatti che per noi si traducono in una fin troppo ricca varietà di forme -sono governate da regole genetiche ancora poco conosciute: regole che governano i processi di formazione del sistema e le modalità e i ritmi di trasformazione del materiale primordiale in stelle. A complicare il quadro intervengono anche le occasionali interazioni di tutto l'insieme galattico con l'ambiente circostante: dai più modesti effetti di marea causati dall'incontro ravvicinato tra galassie sino alla fusione di interi sistemi e al cannibalismo. E persino la fantomatica componente oscura di cui si parla da qualche decennio e della quale si ignorano la natura e le proprietà fisiche dettagliate, pur non figurando direttamente nelle immagini delle galassie così come esse vengono raccolte dai nostri strumenti d'osservazione, sembra tuttavia pretendere un suo ruolo nel modellare la distribuzione dei 'convenzionali" ingredienti luminosi.
Insomma, le galassie. ci ricordano quel tipico personaggio dei romanzi d'avventura di cui si dice che porti scritta sul volto la propria storia. Ed in effetti uno dei grandi temi dell'astrofisica extragalattica è di imparare a leggere questa storia: decifrare i
messaggi contenuti nelle immagini delle galassie per poi interpretarli ed integrarli nel contesto di una armonica visione cosmogonica.
Tipicamente, uno studio scevro da pregiudizi di una popolazione eterogenea di individui, per esempio coleotteri, comincia con la raccolta di un campionario di esemplari ampio (tanto da avvicinarsi il più possibile ad un insieme statisticamente significativo), e con la sua catalogazione in base alle ricorrenti caratteristiche di forma.
Il susseguente ordinamento dell'archivio dei reperti e la suddivisione di questi in classi morfologiche (cioè di individui simili nella forma) rispondono ad una esigenza di sintesi di linguaggio. Per esempio, ci riuscirà conveniente riferirci ai nostri coleotteri distinguendoli per il numero delle zampe e per la presenza o l'assenza di ali.
Ma le classi morfologiche indi-rizzano anche il processo di analisi in quelle fasi iniziali quando ancora lo studioso non sa ancora dove sbattere la testa, suggerendo, come primo approccio, di ricercare ed accertare eventuali corrispondenze tra proprietà formali e proprietà sostanziali. In effetti, sebbene nulla garantisca a priori l'esistenza di tali corrispondenze, è tuttavia ragionevole pensare che le principali differenze di forma traggano la loro origine da altrettante diversità nella genesi e nell'evoluzione della popolazione in esame. Tanto è vero che praticamente ogni branca della scienza ha alla sua origine un momento morfologico o quantomeno un periodo di pura classificazione sistematica.
E questa l'ottica giusta per inquadrare e valutare la classificazione morfologica delle galassie di Edwin Hubble, e quelle successive, che sono derivate dallo schema originario, ispirandosi liberamente ad esso, Nelle forme più semplici esse hanno validamente retto all'usura del tempo e alla travolgente crescita dell'astrofisica dell'ultimo mezzo secolo, e sono tuttora ampiamente utilizzate.
Tre forme principali
Al momento in cui apparve per la prima volta in letteratura, nel 1926, la classificazione di Hubble contemplava soltanto tre tipologie di forma principali: ellittica (E). spirale (S) ed irregolare (I). A sua volta, però, la classe 5 era stata già ramificata nelle due sequenze delle spirali ordinarie e barrate e ciascuna di queste sequenze suddivisa in tre sottoclassi contrassegnate dalle lettere a, b e c, per tener conto dell'ampio spettro di forme palesato dalla struttura spirale: bracci sottili, regolari e fittamente avvolti attorno ad un cospicuo bulbo centrale nelle Sa, e per contro, bracci spessi e riccamente strutturati, circondanti un minuscolo nucleo nelle Se.
Nel concepire la suddivisione delle spirali e nell'ordinarla in sequenza, Hubble aveva dunque attribuito importanza ad un parametro di l'orma che, in chiave moderna, si traduce nel rapporto B/D tra la luminosità del rigonfiamento centrale, il bulbo, e quella della regione esterna e piatta, ospitante i bracci detta disco per la somiglianza con l'attrezzo del discobolo.
Iì fatto che il
rapporto B/D fornisse un'efficace parametrizzazione delle diverse varietà di galassie spirali suggeriva - senza però provarlo - che bulbo e disco potessero essere componenti fisiche indipendenti. Speculando su quest'idea, Hubble raggiunse persino una vaga consapevolezza dell'esistenza di una parentela tra le galassie ellittiche e la componente sferoidale delle spirali (bulbo).
Permeato com'era della fede darwiniana che la sua classificazione contenesse un messaggio evolutivo, e condizionato dall'ideologia ereditata dai naturalisti del Settecento e riassunta nel celebre motto di Carl von Linné natura non facit salms ("la natura non procede per salti"), già nel lontano 1936 l'astronomo americano immaginò che dovesse esistere un anello di congiunzione tra le classi E ed S, che poteva essere rappresentato da galassie simili alle spirali ma prive di bracci.
Le chiamò SO per rimarcare la loro collocazione alla radice della sequenza delle spirali. Queste galassie furono effettivamente trovate, o sarebbe meglio dire riconosciute, alcuni anni dopo, a conferma della felice intuizione di Hubble.
Caratterizzandosi come conferma delle previsioni di un modello fisico, la scoperta delle SO si presentava con il crisma della più rigorosa metodologia galileiana, dando ulteriore credito all'idea che le spirali consistessero di almeno due componenti fisiche distinte. La prova definitiva di questa importante proprietà venne fornita alla fine degli anni 50 grazie alle ricerche del francese Cérard de Vaucotdeurs.
Non tutte le galassie sono posti tranquilli come la nostra. Alcune, chiamate galassie attive, mostrano chiari segni di una intensa attività che avviene nel loro nucleo. Esse costituiscono una frazione limitata (qualche percento) di tutte le galassie note, e la loro attività si manifesta in vari modi. che risultano evidenti osservandole a varie lunghezze d'onda. A questa categoria di galassie appartengono le galassie di Seyfert, dal nucleo straordinariamente brillante; i quasar, che sono così luminosi da risultare gli oggetti più distanti che possiamo osservare; le radiogalassie, la cui emissione nella banda radio può essere milioni di volte maggiore di quella di una galassia normale; le sorgenti superluminari. Ma l'elenco non termina qui.
Ci limiteremo a vedere in dettaglio due esempi: Centaurus A, la galassia attiva a noi più vicina ed M87, nota per il getto ottico emesso dal nucleo.
Centaurus A
Dall'emisfero sud si può osservare una galassia stupenda, dall'aspetto tondeggiante, attraversata da una banda scura.
Si tratta di NGC 5128. Essa ha un'estensione angolare di 6 primi d'arco, corrispondenti a circa 30.000 anni luce, ed è ad una distanza di 16 milioni di anni luce. Questa galassia contiene almeno mille miliardi di stelle, la cui luce combinata fa di NGC 5128 una delle galassie più brillanti, facilmente visibile già con un binocolo.
La banda scura - composta di polvere, gas e associazioni stellari - che la taglia in due è per certi aspetti un mistero.
Mentre il corpo principale di NGC 5128 ruota molto lentamente, cosa tipica di una galassia ellittica, la banda scura ruota con velocità che raggiunge i 250 km/s nelle sue zone esterne, in modo simile a quanto si osserva nel disco di una tipica galassia a spirale.
L'interpretazione che va per la maggiore è che la banda sia il risultato di un caso di cannibalismo galattico tra una galassia ellittica ed una spirale, ricca di gas.
L'emissione di NGC 5128 nella banda radio è talmente elevata da farne la terza sorgente radio più potente, dopo Cassiopea A e Cygnus A. Trovandosi nella costellazione del Centauro, NGC 5128 è denominata nei cataloghi di sorgenti radio Centaurus A. I radiotelescopi ci hanno mostrato che la sua struttura è enorme:
essa è costituita da due lobi radioemittenti, che si estendono per circa due milioni e mezzo di anni luce ai lati della galassia ottica, in direzione perpendicolare alla banda scura.
Se potessimo vedere Cen A con i nostri occhi, ci apparirebbe con una estensione pari a 20 volte quella della Luna!
Tra le galassie radio, è sicuramente una delle più estese. La vicinanza di Cen A ha permesso di studiarne in dettaglio molti particolari. Ad esempio, si è scoperto un getto di plasma estremamente collimato che parte dal nucleo ottico e si estende per 4 anni luce verso uno dei due radiolobi. Sebbene non si veda un secondo getto che si diriga anche verso l'altro radiolobo - situazione tipica di molte radiogalassie - si ritiene che siano proprio questi getti che portano elettroni" freschi" dal nucleo ai radiolobi ad alimentarne in continuazione l'emissione.
Ma qual è il fenomeno fisico che produce i getti? Osservazioni nella banda X hanno mostrato non solo la presenza di una struttura allungata con la stessa forma ed estensione dcl getto radio, ma la variabilità dell'emissione X su tempi scala di pochi giorni ci dice che il 'motore centrale" deve estendersi solo per pochi giorni luce. Questo nucleo compatto è anche sorgente di una forte emissione in raggi gamma.
Il nucleo risulta emettere due volte più energia nella banda X dell'intera emissione radio, ed è cento volte più potente nella banda dei raggi gamma.
M87
Al centro dell'ammasso di galassie della Vergine 50 milioni di anni luce da noi - vi
è una galassia, M57, attorno alla quale le altre ruotano con velocità fino a 1500 km/s. In una fotografia normale, M87 appare come una galassia ellittica che si cstcndc per circa 40.000 anni luce, Osservazioni più accurate mostrano che dal nucleo di M87 ha origine un getto di materia che si estende per 5000 anni luce Tecniche sofisticate di analisi di immagini hanno permesso di evidenziare come il getto si propaghi in modo rettilineo per circa 3000 anni luce dal nucleo, dove si trova una condensazione brillante, per poi estendersi per altri 2000 anni luce con andamento sinuoso e presentando altre condensazioni. Nella banda radio il getto si estende fino a 8000 anni luce, diventando instabile cd espandendosi nelle sue parti più esterne a causa anche dell'interazione col mezzo intergalattico. M87 è anche una sorgente radio, nota col nome di Virgo A, ma non molto potente: l'emissione in questa banda è infatti solo un migliaio di volte quella della nostra Galassia, ossia un millesimo di quella di una radiogalassia potente. Anche la sua estensione è piuttosto limitata: solo 15.000 anni luce, completamente all'interno del corpo principale (ottico) della galassia. Le osservazioni nella banda X mostrano che il gas caldo associato ad M87 si estende fino a mezzo milione di anni luce. Per poter mantenere legato a sé questo gas si calcola che la massa di M87 debba essere 10 volte superiore a quella che si deduce dalla luce delle sue stelle, per cui si ritiene che la maggior parte della massa di M87 sia costituita da materia oscura.
Il nucleo centrale di M87 presenta anomalie nella distribuzione stellare: la velocità media delle stelle cresce rapidamente verso il centro, il che viene interpretato come la prova dalla presenza di un buco nero con massa di alcuni miliardi di masse solari. Esso sarebbe responsabile dell'attività di M87 e dell'emissione del getto.
Le galassie di Seyfert appartengono a quella categoria di oggetti extragalattici, noti ai nostri giorni con il nome più generale di galassie attive, che comprendono quasar, oggetti BL Lac, radiogalassie ecc. Tutti questi oggetti sono caratterizzati da una violenta attività nel loro nucleo, con un rilascio parossistico di energia il cui responsabile è forse un buco nero supermassiccio.
Nel 1943, l'astronomo americano Cari Seyfert mise in evidenza l'esistenza di galassie a spirale caratterizzate da un nucleo stellare o semi-stellare eccezionalmente luminoso contenente una percentuale relativamente alta della quantità totale di luce emessa dal sistema". A quei tempi tuttavia si sapeva così poco delle galassie "normali" che questa scoperta non destò molta attenzione.
Imparentate con i quasar
Fu solo negli anni '60, quando la scoperta dei quasar sollevò il problema della origine delle enormi quantità di energia che essi emettono rispetto alle galassie normali, che le galassie di Seyfert furono prese in seria considerazione. Esse infatti, essendo più vicine a noi dei quasar - con i quali condividono alcune caratteristiche - possono essere studiate in maggior dettaglio e possono rappresentare il legame tra le galassie normali ed i loro "cugini" più violenti e misteriosi. Circa il 1% di tutte le galassie sono galassie di Seyfert, ossia presentano un nucleo di aspetto stellare, cioè praticamente puntiforme, molto luminoso. Successive analisi spettroscopiche hanno mostrato come esse siano caratterizzate dalla presenza nel loro spettro di righe di emissione molto allargate. Se questo allargamento è interpretato come dovuto al moto del gas (effetto Doppler) che le emette, si conclude che il gas nelle galassie di Seyfert si muove con una velocità tipica di diverse migliaia di km/s,
un valore che è decine di volte superiore a quello riscontrato nelle galassie normali.
Osservazioni recenti con i satelliti per raggi X hanno mostrato come le Seyfert siano sorgenti di radiazione X, proveniente dal loro nucleo. Esse sono inoltre anche forti emettitrici infrarosse, con una luminosità in quella banda spettrale che può essere migliaia di volte superiore a quella ottica della nostra Galassia. Questa radiazione può avere origine dall'interazione di particelle cariche con i campi magnetici o essere prodotta da nubi di, polveri che assorbono la radiazione prodotta nelle regioni nucleari e la riemettono nell'infrarosso.
Le galassie di Seyfert sono anche sorgenti radio; anche questa emissione proviene dal nucleo ed ha un'intensità pari a 10- 100 volte quella di una galassia normale, pur non mostrando la morfologia tipica di una radiogalassia. Tutti questi fenomeni sono indicatori di una intensa attività nucleare, confermata anche dalla notevole variabilità, con tempi scala che vanno da qualche giorno a qualche settimana.
Due tipi diversi
In base alle caratteristiche del loro spettro, le galassie di Seyfert sono state
suddivise in due categorie principali. Le Seyfert di tipo 1 mostrano righe di emissione allargate, con larghezza tipica di 3000 km/s, assieme a righe strette ed altre, che sono dette "proibite", con larghezza tipica di 200-700 km/s. Le Seyfert di tipo 2 presentano invece solo righe di emissione strette e 'proibite" (le righe "proibite" si generano nei gas caldi e molto rarefatti).
L'interpretazione più semplice è che le righe larghe vengono prodotte in una regione circumnucleare
in cui nubi gassose si muovono con grandi velocità, mentre le righe strette hanno origine in nubi gassose poste più lontano dal nucleo, perciò meno veloci, e caratterizzate da una minore densità.
Il modello che era di moda alcuni anni fa per una galassia di Seyfert di tipo 1 è rappresentato nella figura qui sopra. In esso si distinguono tre componenti: un nucleo centrale, di natura non ben precisata; una "regione delle righe larghe", di raggio circa 0,1 parsec e una "regione delle righe strette", di raggio di qualche centinaio di parsec.
Gli studi recenti
La maggior vicinanza delle
galassie di Seyfert rispetto alle altre galassie attive ha permesso di condurre negli ultimi anni uno studio dettagliato delle loro regioni circumnucleari.
Questi studi hanno portato alla conclusione che la radiazione prodotta nel nucleo viene emessa in modo diverso nelle diverse direzioni. Questa anisotropia sembra essere dovuta alla presenza di una specie di "ciambella" di polvere che circonda il motore centrale" di energia (un buco nero?), e che permette alla radiazione di sfuggire solo lungo l'asse della ciambella, formando due coni di radiazione che ionizzano le nubi di gas al loro interno.
Questa fenomenologia ha portato alla formulazione di un modello unificato delle galassie di Seyfert, secondo cui la differenza tra i tipi 1 e 2 è essenzialmente legata alla prospettiva sotto cui le osserviamo.
Le Seyfert 2 possono cioè essere in realtà oggetti identici alle Seyfert i in cui le regioni emittenti le righe larghe semplicemente sono nascoste alla nostra vista dal materiale che costituisce la
"ciambella".
Le galassie, particolarmente quelle più vicine, forniscono immagini tanto belle e diverse da affascinare chiunque si soffermi ad ammirarle, sia che si tratti di un addetto ai lavori o di un semplice 'curioso". lì grandioso spettacolo offerto dalla moltitudine di forme che questi iceberg celesti sono capaci
di assumere risulta ulteriormente valorizzato dall'impiego di immagini in colori veri: fotografie ottenute direttamente al telescopio su materiale adatto, o costruite componendo, in camera oscura o al computer, un insieme di tradizionali immagini monocromatiche con cui s'è campionaro lo spettro dei colori (proprio come fanno i tipografi con le tricromie). Ma il messaggio cromatico che le galassie ci inviano non è solo bello, bensì
anche istruttivo e relativamente facile da leggere.
Alla base della comprensione del linguaggio dei colori vi è la constatazione che una galassia è un oggetto composito. Le sue principali sorgenti di luci e colori sono le stelle e le nebulose luminescenti. Ma anche la materia buia contribuisce talvolta alla tavolozza dei colori con sapienti velature operate dalle nebulose oscure che si parano davanti ai campi stellari o alle nubi brillanti. Si potrebbe allora pensare che, combinando questi pochi ingredienti. la natura realizzi le diverse varietà di forme e colori delle galassie proprio come fa l'esperto pasticciere che, dosando e lavorando diversamente le medesime poche sostanze, ottiene la grande varietà di dolci della sua vetrina.
Ammassi stellari
Tra i singoli astri scintillanti che brillano sulla volta celeste è possibile scorgere alcune macchie luminose più o meno estese. Gli antichi astronomi, non disponendo di mezzi sufficientemente potenti per comprenderne la natura, si limitarono a chiamarli nebulae, nome latino che significa "nuvole", traendo ispirazione dal loro aspetto. Successivamente da questo termine è stato ricavato l'appellativo attuale di nebulose.
Le Pleiadi
Osservata con un moderno telescopio, la nebulosa appare spesso ben più che una macchia luminosa sulla volta celeste. Essa in molti casi infatti si presenta costituita da un gran numero di stelle raggruppate in uno spazio molto ristretto. Le nebulose di questo tipo vengono chiamate ammassi stellari, il più noto dei quali è quello delle Pleiadi. Ciascun ammasso prende il nome della costellazione utilizzata come punto di riferimento per individuarlo, anche se non ne fa parte.
Sono incredibilmente variabili le dimensioni degli ammassi stellari. L'ammasso delle Pleiadi ha un diam
etro approssimativo di 30 anni luce; quello di Ercole, assai noto, è di circa 130 anni luce e contiene circa 100 000 stelle. Tutti gli ammassi stellari sono stati suddivisi in due categorie a seconda del loro aspetto. Quelli che si presentano alquanto diradati e senza una forma ben definita sono detti ammassi aperti. Quelli che invece appaiono molto compatti e di forma pressoché circolare sono chiamati ammassi globulari. Nella parte centrale della nostra galassia è stata registrata l'esistenza di ammassi aperti, che stime recenti hanno stabilito essere circa 15 000 in tutto. Gli ammassi aperti sembrano costituiti da gruppi di astri che, dopo aver avuto un'origine comune forse da una immensa nube primordiale di gas e polveri, tendono a diradarsi e a disperdersi. All'esterno della Via Lattea si trovano gli ammassi globulari, che appaiono regni isolati composti da stelle vecchissime, risalenti a più di 10 miliardi di anni fa. È stato calcolato che ciascun ammasso globulare può comprendere da un minimo di 50 000 fino a 50 milioni di stelle. I dati relativi alla massa complessiva risultano anch'essi eccezionali: si pensi, per esempio, all'ammasso M3, situato nella costellazione dei Cani da caccia, la cui massa è pari all'incirca a 250 000 masse solari.
Nebulose gassose
La nebulosa di Orione
Nella bella costellazione di Orione è facile distinguere una nebulosa brillante dalla forma ramificata e intervallata da zone più o meno oscure. Osservata da telescopi sempre più potenti, questa nebulosa non si rivela affatto come un ammasso di stelle, ma come una vera e propria nuvola. A conferma di ciò, l'analisi spettroscopica rivela che la composizione chimica della nube è del tutto simile a quella di certi gas (quali idrogeno, elio, azoto ecc.) esaminati nei laboratori terrestri.
Gli astronomi non sono ancora riusciti a spiegare l'origine della sua intensa luminosità. Molto probabilmente è dovuta a un particolare tipo di agitazione molecolare provocata dall'irradiazione delle stelle a lei più vicine. La nebulosa di Orione non è però un caso isolato. Formazioni analoghe si notano in molte altre zone del cielo, per esempio nelle costellazioni del Cigno, delle Pleiadi, di Ofiuco e in altre ancora. Questo tipo di macchie celesti prende il nome di nebulose gassose o diffuse. La materia contenuta nelle nebulose gassose si presenta molto rarefatta e assai meno densa non solo dell'aria atmosferica, ma anche della tenuissima materia che rimane nei tubi a vuoto impiegati negli esperimenti di fisica. Ciò che rende quindi visibili queste nebulose non è la loro densità, che è bassissima, ma la loro enorme estensione. La nebulosa di Orione, per esempio, ha un diametro pari a 10 anni luce. Proprio per questo essa è visibile dalla Terra, benché disti da essa approssimativamente 450 anni luce.
Negli ultimi decenni sono stati studiati anche i movimenti di questa nebulosa e i dati che ne sono stati ricavati sono estremamente interessanti. Dall'analisi spettroscopica risulta che le masse gassose si spostano internamente le une rispetto alle altre a una velocità di qualche km/s. L'intera nebulosa si allontana dalla Terra a circa 15 km/s.
Le nebulose gassose non hanno una forma costante ma del tutto variegata e irregolare. Spesso risultano associate a formazioni di colore scuro, creando in questo modo dei contrasti atipici.
Nebulose oscure
Formazioni oscure furono scoperte dall'astronomo italiano Angelo Secchi. Ritenute all'inizio semplici "vuoti" di stelle, in seguito si chiarì che si trattava di vere e proprie nuvole oscure, a tratti unite a nebulose
gassose. Furono chiamate nebulose oscure, a causa dell'oscurità che esse provocano al loro passaggio sulle zone della volta celeste. Gli scienziati hanno sempre guardato con molto interesse, per varie ragioni, queste formazioni. In primo luogo perché esse intercettano la luce delle stelle vicine, rendendone così difficile l'osservazione: infatti la variazione dell'intensità luminosa delle stelle determinata dalla prossimità di una nebulosa oscura può indurre in errore circa la distanza degli astri esaminati. In secondo luogo perché, attraverso la conoscenza della loro natura, è possibile sapere qualcosa di più sul comportamento della materia interstellare e, forse, sui fenomeni che determinano la nascita e la morte di una stella.
La composizione chimica delle nebulose oscure non è stata ancora determinata con certezza. Gli scienziati si dividono su due fronti: alcuni ritengono che tali formazioni siano costituite da materia gassosa, nella quale l'agitazione molecolare non basta a produrre una cospicua emanazione di radiazioni luminose; altri sostengono che, invece, esse sono composte da materia solida, sotto forma di finissimi corpuscoli del diametro di un millesimo di millimetro.
È questo il caso della polvere cosmica, che talvolta viene a intersecare l'orbita della Terra contribuendo così ad accrescere il numero di meteore osservabili dal nostro pianeta. Il primo tentativo di creare un catalogo degli oggetti nebulari si deve a un astronomo francese, Charles Messier, che ne iniziò la compilazione nel 1758. Egli notò per caso un oggetto nebulare mentre, a caccia di comete, osservava la costellazione del Toro e ne trascrisse posizione e caratteristiche. L'astronomo francese scoprì inoltre 14 comete e 61 nebulose, ancora oggi contrassegnate con la lettera "M". L'oggetto M1 del Toro, oggi nebulosa del Granchio, è il primo a essere stato annotato sul catalogo di Messier, pubblicato nel 1771 e che comprendeva un centinaio di oggetti. Oggi ne conosciamo decine di migliaia.
Altri tipi di nebulose
Un altro tipo di nebulose è quello delle cosiddette nebulose
planetarie. Osservate al telescopio, queste formazioni mostrano una forma discoidale dai contorni sfrangiati, in genere di colore verdastro. Esse traggono il loro nome dalla vaga rassomiglianza cromatica con certi pianeti del Sistema Solare, quali Urano e Nettuno, anche se non hanno niente a che fare con il sistema planetario. Costituite da gas puri, devono la loro brillantezza alla presenza di una stella centrale, ricca di raggi ultravioletti, che provoca un effetto di fluorescenza.
Tra le nebulose planetarie, di certo la più conosciuta e la più brillante è la Nebulosa Anulare della Lira, che ha l'aspetto di un luminosissimo anello circolare. Altre nebulose di questo tipo sembrano globi irradianti luce, attorno ai quali si stende una fascia più o meno ampia di formazioni a luminosità decrescente. Tale fascia in alcuni casi presenta degli addensamenti a spirale alquanto caratteristici.
Oltre alle nebulose planetarie, vi sono anche quelle causate dall'esplosione di una supernova. Tra queste famosa è la nebulosa del Granchio, identificata con certezza come il residuo della supernova scoperta dai cinesi nel 1054.
Le galassie esterne
Tra le molte macchie luminose che è possibile scorgere attraverso il
telescopio sulla volta celeste, ve ne sono alcune lontanissime e diverse dalle altre nebulose. Si tratta di galassie esterne. Esse appaiono come formazioni rotonde, oppure ovali, talvolta assai allungate. Tutte hanno forma di disco appiattito, leggermente rigonfio in mezzo. Bisogna tener conto però del fatto che le differenze apparenti di questi sistemi dipendono dal diverso angolo prospettico sotto il quale noi le osserviamo. Infatti se si prende un qualsiasi disco piatto e lo si osserva di fronte, esso ci appare come un cerchio. Se invece lo si guarda in obliquo o di profilo, esso ci sembra rispettivamente un ovale o una linea molto sottile. Così è per le macchie luminose in questione, che al telescopio ci appaiono di volta in volta cerchi, ovali o semplici linee chiare.
La nebulosa di Andromeda
Le galassie di aspetto nebuloso e disposte a spirale vengono chiamate galassie a spirale o, impropriamente, nebulose a spirale. Tra queste la più nota e la più studiata è quella di Andromeda, che prende il nome dalla costellazione nella cui direzione si trova. La nebulosa di Andromeda è uno straordinario sistema di stelle del diametro di circa 150 000 anni luce, distante dalla Terra 2 500 000 anni luce.
Anche la Via Lattea, come è noto, è una galassia a spirale. Oltre alle galassie a spirale vi sono le galassie ellittiche, un gruppo altrettanto numeroso e importante. Si tratta di ammassi di stelle molto compatti, quasi totalmente privi sia di gas sia di polveri. Viste in lontananza appaiono come ovali dal contorno netto e dalla luminosità distribuita in modo abbastanza uniforme su tutta la superficie. È plausibile pensare che esse siano state, almeno anticamente, galassie a spirale, oppure, al contrario, che costituiscano lo stadio successivo a quello di galassia a spirale. Altrettanto verosimile è l'ipotesi che tra le due tipologie non vi sia alcun effettivo legame.
Non mancano, infine, galassie a forma irregolare o a spirale, ma con un nucleo puntiforme luminosissimo, tanto da oscurare con la propria luce quella dell'intera galassia: sono le galassie di Seyfert. Gli scienziati ritengono siano teatro di fenomeni esplosivi di inaudita potenza. Galassie a spirale ed ellittiche non costituiscono la norma nel nostro universo. È stato calcolato che la maggior parte delle galassie esistenti siano piccole, deboli e irregolari. Si tratta di nubi di stelle, gas e polveri di dimensioni molto inferiori a quelle della Via Lattea o della nebulosa di Andromeda. Per questo motivo è possibile individuarle, nonostante i potenti strumenti dei quali oggi la scienza dispone, solo fino a distanze limitate.
Come si fa a pesare una galassia? Una domanda non banale
ma soprattutto inesatta nella sua formulazione, che risente dell'ormai radicata abitudine di confondere la massa (cioè la quantità di materia) con il peso (che è invece una forza). Ogni corpo possiede una massa, e questa gli conferisce un peso in presenza di un campo gravitazionale esterno. Se quest'ultimo cambia, cambia corrispondentemente il peso del corpo, ma non la sua massa. Insomma, non c'è da illudersi che per dimagrire basti trasferirsi dalla Terra alla Luna: lì il peso risulterà oggettivamente minore che quaggiù, ma solo perché è mutato il riferimento gravitazionale. Se invece il riferimento non cambia, massa e peso sono proporzionali: un fatto che è alla radice della nostra confusione di linguaggio in quanto noi pesiamo gli oggetti stando sulla superficie del pianeta, dove il campo gravitazionale è praticamente costante.
A seguito delle ricerche sulle distanze delle galassie, è
stato scoperto che le galassie non sono distribuite uniformemente nelle diverse zone del cielo. Anche se si tiene conto che nubi cosmiche oscure possono intercettare la luminosità di alcune galassie, facendo apparire alcune zone vuote, sembra ormai accertata l'esistenza di particolari addensamenti di galassie in determinati tratti. Questi addensamenti vengono chiamati con il termine inglese clusters (che significa "grappoli") e possono comprendere migliaia di galassie. Uno dei più conosciuti è quello che si può scorgere in direzione della costellazione di Ercole (300 galassie). Di recente è stata individuata un'eccezionale concentrazione di galassie in prossimità dell'ammasso della Vergine: gli scienziati ritengono che si tratti di un superammasso, ovvero un ammasso di proporzioni gigantesche, il cui centro è costituito dall'ammasso della Vergine (2500 galassie). Secondo l'astronomo De Vaucouleurs le galassie del superammasso ruotano attorno all'ammasso della Vergine impiegando dai 50 ai 200 miliardi di anni.
Attualmente non si conoscono superammassi più grandi di questo, ma non si può escludere che ve ne siano altri dispersi nel cosmo. Alla periferia del superammasso della Vergine si trova il cosiddetto Gruppo Locale, un agglomerato di galassie distanti dalla Via Lattea meno di 3,26 milioni di anni luce, tra le quali la Nebulosa di Andromeda, la Grande e la Piccola Nube di Magellano.
Di norma le macchine fotografiche a fuoco variabile sono equipaggiate con un dispositivo che misura le distanze dei soggetti che si intende mettere a fuoco. Il dispositivo, chiamato telemetro, fornisce distanze molto precise entro un raggio di una decina di metri, ma è progressivamente
sempre meno capace di discriminare le grandi distanze. Questa limitazione - per altro inessenziale ai finì dell'impiego della fotocamera - è intrinseca alla natura del telemetro, il cui funzionamento si basa sulla misura di un angolo di un ipotetico triangolo rettangolo di base nota e vertice opposto coincidente con il soggetto.
Per aumentare la portata di un telemetro dovremmo allungarne la base, che nella fotocamera è dell'ordine del centimetro, e naturalmente migliorare l'accuratezza con cui si misurano gli angoli. Così, con i telemetri da marina lunghi qualche metro si possono valutare distanze di alcuni chilometri con la precisione delle decine di metri. Usando come base il diametro dell'orbita terrestre, un'asta ideale lunga 300 milioni di chilometri e ai cui estremi la Terra si trova alternativamente ogni sei mesi, gli astronomi sono in grado di effettuare misure sino a distanze di qualche milione di miliardi di chilometri. L'incertezza cresce rapidamente con la distanza, e al di là di questo limite - leggermente migliorabile con l'affinarsi delle tecniche spaziali - il metodo del telemetro trigonometrico (o anche parallattico) fallisce del tutto. Cos'è che rimane fuori dalla sua portata? Praticamente tutto l'Universo, salvo una manciata di stelle vicino a noi! Troppo poco per essere soddisfatti.
E'opportuno chiarire subito che questi oggetti celesti (che vengono normalmente denominati con una sigla di catalogo) non hanno nulla a che vedere con i pianeti del nostro Sistema solare, né con quelli eventualmente presenti in altre stelle. E' solo la loro forma rotondeggiante che richiama quella di un lontano pianeta.
Antoine Darquier, che scoprì M57 nel 1779 fu colpito dalla sua somiglianza con Giove, anche nelle dimensioni; la differenza era nella luminosità: assai ·più sfumata quella di M57. Altra differenza, colta con strumenti più potenti, è che M57 più che un disco è un anello largo e spesso, con un buco scuro nel centro, dove brilla una stellina.
Ciambelle cosmiche
A cosa è dovuta questa forma? Tutte le stelle perdono materia in ogni fase della loro età. Per esempio, il Sole riversa in continuazione nello spazio fiotti di particelle (protoni, elettroni ecc.) cariche elettricamente, che vanno a costituire il "vento solare". Ma l'emissione è così bassa che occorrerebbe qualcosa come diecimila miliardi di anni perché la nostra stella perdesse nello spazio metà della sua massa. Invece, verrà fatalmente un giorno in cui una stella come il Sole avrà esaurito l'idrogeno che ora brucia nel suo nucleo e che si trasmuta in elio; successivamente anche i nuclei dell'elio cominceranno a fondersi producendo ossigeno e carbonio. Vediamo cosa potrà succedere...
Come si formano le nebulose
Nella fase appena illustrata la stella si
presenta grosso modo come una sfera a tre strati: al centro un nucleo di carbonio e ossigeno che non riesce ad "accendersi", cioè a proseguire oltre nelle reazioni di fusione nucleare; più sopra uno strato di elio molto caldo che invece continua a bruciare; più sopra ancora uno strato di idrogeno, che si è preservato così dall'inizio perché la scarsa pressione e la bassa temperatura non hanno consentito l'innesco delle reazioni di fusione. Lo strato di elio, con il suo calore, fa gonfiare a dismisura la stella che ora assume dimensioni gigantesche: il raggio può misurare anche diverse centinaia di milioni di chilometri.
La stella perde l'atmosfera
In queste condizioni la forza di gravità alla superficie è molto bassa e dunque la materia può facilmente abbandonare la stella per sempre. Nell'interno instabile è facile che si producano esplosioni energetiche ed a seguito di uno ditali episodi è possibile che tutto Io strato superiore di idrogeno venga soffiato via. Della stella originaria restano solo gli strati interni, che in questa fase vanno scaldandosi sempre più e che si avviano a diventare una stella "nana bianca". Quando la temperatura di tale stella raggiunge i 25-30 mila gradi, la radiazione ultravioletta emessa, investendo la materia espulsa e ormai già lontana, la illumina.
Ecco dunque spiegata una nebulosa planetaria. Lo spesso anello è il guscio composto prevalentemente di idrogeno, quello che un tempo costituiva l'atmosfera esterna; b vediamo perché è eccitato dalla radiazione della stellina centrale. Le sue dimensioni possono variare da planetaria a planetaria: in quelle formatesi da poco, il guscio sarà ancora prossimo alla stella, in quelle più vecchie le dimensioni saranno maggiori. Ma anche la forma cambierà.
Con l'andar del tempo l'anello si assottiglierà perché espandendosi disperderà la sua materia su una superficie sferica sempre più ampia. E allora al telescopio, invece che un anello, vedremo un dischetto più grande, ma di luminosità più tenue e diffusa.
Almeno diecimila nella Galassia
Le dimensioni di una planetario abbiamo detto che dipendono dall'età. M57 è vecchia solo di 20 mila anni e per questo è un oggetto compatto con un diametro di mezzo anno luce; un'altra famosa pIane tana, la Dumbbell, ha più del doppio dell'età e il diametro è di 2,5 anni luce. Attualmente le planetarie catalogate sono ben oltre il migliaio, ma dovrebbero esisterne dieci volte tanto nella nostra Galassia. Le difficoltà di osservazione si devono al fatto che le più giovani sono così piccole che le si confonde con una stella; quelle molto vecchie si stanno dissolvendo nello spazio e quindi diventano progressivamente sempre più deboli, sfumando fino a rendersi invisibili.
Quanto è grande una galassia? Prima di rispondere a questa domanda, che, come vedremo, presenta qualche piccola complicazione, conviene affrontare un problema più semplice e domandarci, per esempio, quale sia il diametro della Luna. I vantaggi di questo momentaneo cambiamento di obiettivo sono in parte di ordine psicologico, poiché la pallida Iside" ci è indubbiamente più familiare delle galassie. Ma sono soprattutto di ordine pratico: la Luna ha grandi dimensioni, contorni netti, e si può osservarla direttamente, senza dover potenziare l'occhio con un telescopio, come richiedono le galassie, o proteggerlo come si conviene guardando il Sole.
Un'unghia di Luna
Sfruttiamo subito questi vantaggi e, in una notte serena e di Luna piena, stendiamo un braccio e mascheriamo il disco dell'astro con l'unghia del mignolo. Ci accorgeremo allora che il satellite naturale della Terra ha più o meno le stesse dimensioni di una minuscola unghia. E' evidente che non si tratta di dimensioni lineari,
espresse cioè in centimetri o equivalenti unità di misura delle lunghezze, bensì di dimensioni angolari: l'unghia al termine del braccio e la Luna, lassù dove la mantiene la sua orbita, sono viste dal nostro occhio sotto un medesimo angolo. Un'occhiata al modellino geometrico che idealizza la nostra osservazione basterà a convincerci che le dimensioni lineari dell'unghia e della Luna stanno nel medesimo rapporto delle distanze dei due corpi dal nostro occhio. Insomma, il diametro della Luna è dato, senza pretese, dalla sua distanza dalla Terra moltiplicata per la dimensione dell'unghia e divisa per la lunghezza del braccio. Facile, anche se non si è detto - e non si dirà qui - come fare a determinare la distanza del satellite, che è ingrediente essenziale al calcolo. Proviamo ora ad applicare lo stesso procedimento alle galassie. Normalmente queste sono così lontane da apparirci sotto angoli estremamente piccoli. Ciò significa che dovremmo utilizzare fantascientifiche braccia telescopiche per
portare l'unghia a distanza sufficientemente grande affinché essa possa coprire esattamente la galassia che abbiamo scelto di misurare. Qui incontriamo una difficoltà, che non è di carattere tecnico, come invece potrebbe sembrare. Sappiamo perfettamente come rinunciare alle braccia telescopiche e alle unghie delle mani: sostituiamo questi strumenti rudimentali con micrometri oculari capaci di misurare i diametri angolari degli oggetti visti al telescopio, con cui, facendo appello alla "trigonometria", calcoleremo i diametri lineari a partire dalla conoscenza delle distanze. E se qualcuno non ha, o non ha più, dimestichezza con la trigonometria, gli basterà sapere che il diametro angolare, quando sia espresso in convenienti unità chiamate radianti, svolge la stessa funzione del rapporto tra la dimensione dell'unghia e la lunghezza del braccio. Il problema è che le galassie non hanno contorni definiti, tali che si possano confrontare con quelli della nostra ipotetica unghia. Al contrario, le loro immagini, attenuandosi gradatamente dal centro alla periferia, paiono sfumare sul fondo nero del cielo. Ma c'è di peggio; quelli che sembrano gli invalicabili confini dell'oggetto in una fotografia vengono bellamente superati in un'altra, più "profonda" esposizione.
Un diametro convenzionale
Per superare la difficoltà connessa alla incertezza dei confini, che rende
arbitrarie le stime delle dimensioni delle galassie, si conviene di misurare le galassie utilizzando l'andamento radiale della densità di luce. Il principio è questo. Supponiamo di avere una galassia che dia luogo ad una immagine con simmetria circolare: la brillanza decresce all'aumentare della distanza dal centro, dove la luce emessa è massima. Cerchiamo ora quella circonferenza ideale, concentrica alla galassia, entro la quale si racchiude metà della luminosità totale dell'oggetto. Potremmo usare il diametro di questa circonferenza, che è poi una particolare isofoto, per caratterizzare in modo non equivoco la dimensione dell'oggetto in questione.
È evidente che il diametro "efficace" così definito non rappresenta la dimensione massima, che rimane sconosciuta perché non conoscibile.
Per meglio "digerire" il metodo esposto sopra, immaginiamo di voler misurare le dimensioni di alcune grandi città. Anche qui nasce il problema di dove porre i confini, se includere o escludere una certa periferia, un borgo o un insediamento satellite che in termini di numero di abitanti conta poco, ma che dilata le dimensioni della metropoli. Come sopra, cerchiamo la circonferenza che racchiude metà di tutti gli abitanti della città, notando che questo numero è praticamente insensibile all'inclusione o esclusione dal computo di borgate lontane dal centro ma contenenti poche anime. Insomma, ciò che rende sicura la misura del diametro efficace è la progressiva diminuzione della densità di abitanti delle città, quando si passa dal centro alla periferia, e della brillanza nelle immagini delle galassie.
Dopo questa estenuante premessa possiamo tornare alla domanda iniziale: quanto è grande una galassia? Ne esistono di tutte le taglie, dalle "nane", i cui diametri efficaci possono essere percorsi da un raggio di luce in un pugno di secoli, alle supergiganti, con diametri efficaci di un centinaio di migliaia d'anni luce, e i cui aloni stellari si allungano anche per milioni di anni luce, talvolta sovrapponendosi a quelli di galassie vicine. Naturalmente questi numeri dipendono dai valori adottati per le distanze delle galassie; ma questa è un'altra storia.

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