Le galassie

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Testo

Le Galassie

Forma e dimensioni
Già nel XVIII sec. sir William Herschel suppose che tutte le stelle osservate formassero un sistema unico, la Galassia, più o meno somigliante a un ellissoide di rivoluzione schiacciato, il cui piano equatoriale coincide con la Via Lattea e che i telescopi mostrano costituito di miriadi di stelle. L'aspetto della Via Lattea è quello di una striscia biancastra che attraversa tutto il cielo e il cui piano centrale è inclinato di circa 60º sul piano dell'equatore terrestre. Di qui la definizione di un piano galattico, di latitudini e longitudini galattiche; l'intersezione fra piano galattico e piano dell'equatore terrestre corrisponde a un diametro passante per la costellazione dell'Aquila. In prima approssimazione si può considerare la Galassia come un disco schiacciato il cui diametro è di circa 650.000 anni luce e la cui massa è pari a circa 2 miliardi di stelle. La posizione del Sole è sensibilmente eccentrica essendo posto a tre quinti di un raggio a partire dal centro e leggermente a nord del piano equatoriale. La concentrazione delle stelle è vieppiù debole quando ci si accosta ai bordi del disco; tutt'attorno a questo disco si trovano oggetti celesti, che sono satelliti periferici della Galassia, costituiti da agglomerati di decine di migliaia di stelle con una forte concentrazione centrale quasi sempre impossibile da risolvere in stelle: vengono chiamati ammassi globulari.
Le osservazioni, rese possibili dal potente telescopio di Monte Palomar, hanno mostrato inoltre che il numero delle stelle visibili aumenta col diminuire del loro splendore fino a raggiungere un massimo, per poi diminuire tendendo a 0 per magnitudini apparenti di circa 26.
Il nucleo centrale della Galassia è rimasto avvolto dal mistero circa la sua composizione e le sue caratteristiche fino a un'epoca relativamente recente, e presenta molti interrogativi insoluti. In questa regione si addensano milioni di stelle, ma la presenza di nubi di materia interstellare ne impedisce l'osservazione nella banda ottica dello spettro. La radiazione X che emerge dal nucleo galattico attraversa senza assorbimento le nubi interstellari, ma è poi assorbita dall'atmosfera terrestre ed è quindi rivelabile solo da strumenti montati su veicoli spaziali. La radiazione infrarossa e radio, se non è bloccata dalla nostra atmosfera, può raggiungere anche i rivelatori posti a terra. Dagli studi radioastronomici si è identificato il centro galattico con la radiosorgente Sagittarius e si sono identificate, nel nucleo galattico, nubi di gas ionizzato, in prevalenza idrogeno, note come regioni H II. Gli studi infrarossi sono stati preziosi per rivelare la radiazione proveniente da stelle di temperatura relativamente bassa e molto luminose, cioè da stelle giganti rosse. Aiutandosi con le immagini della galassia di Andromeda, simile alla nostra ma orientata in cielo in modo da permettere l'osservazione del suo nucleo anche nella banda ottica dello spettro, si è stimato che le stelle concentrate nella regione centrale di diametro 1 parsec, pari a 3,26 anni-luce, abbiano una massa quasi due milioni di volte quella solare. Ma la massa totale del gas che si trova entro lo stesso volume di 1 parsec di diametro è superiore a cinque milioni di masse solari; da ciò si è dedotto che la maggior parte della materia all'interno del nucleo centrale della Galassia è racchiusa nella radiosorgente centrale Sagittarius A. Lo studio approfondito di questa radiosorgente ha permesso di separare due distinte sorgenti radio: Sagittarius A Est con dimensioni di circa 150'' emette prevalentemente per meccanismi non termici un'energia superiore a quella della sorgente termica Sagittarius A Ovest, sorgente radio termica di diametro circa 45''. Sagittarius A Ovest è probabilmente il vero centro galattico, ed è circondato da nubi di gas in rapido movimento. Sembra che le singole nubi di gas siano strutture di breve durata, con una vita media di qualche migliaio di anni. Dalla sorgente infrarossa che coincide con Sagittarius A Ovest viene espulsa materia con velocità di 700 km/s. Le più recenti osservazioni radio indicano la probabile esistenza di un anello di materia con un raggio di 5 anni-luce che ruota intorno a questo nucleo. L'esistenza del grande buco nero centrale ipotizzata qualche anno fa non è più così certa: la radiazione infrarossa osservata è di gran lunga inferiore a quella prevista da un buco nero centrale. Per ora un modello che tenga coerentemente conto di tutti i dati osservativi non esiste e il mistero sull'origine della fonte di energia nel centro galattico permane.

Moto della Galassia
Se la Galassia fosse un sistema statico, le stelle che la compongono tenderebbero a cadere sul nucleo dove è concentrata la maggior parte di materia, perciò, analogamente a quanto si verifica nel sistema solare, perché si mantenga una configurazione di equilibrio, bisogna ammettere che anche nella Galassia i suoi componenti ruotino intorno al centro di gravità del sistema con una velocità tale che la forza di gravitazione sia equilibrata da quella centrifuga. La legge di tale rotazione è però più complessa dell'analoga del sistema solare: mentre si può considerare tutta la massa del sistema solare concentrata nel Sole, nel caso della Galassia non c'è una concentrazione di massa così alta nel nucleo. Le prime ricerche riguardarono il moto del Sole rispetto alle stelle vicine; nel 1783, W. Herschel, considerando le direzioni dei moti propri di un certo numero di stelle della Galassia, aveva notato che esse sembravano allontanarsi dalla costellazione di Ercole e aveva correttamente interpretato tale fatto come dovuto al moto del sistema solare rispetto alle stelle vicine. Questa scoperta è stata confermata procedendo per via statistica e considerando unicamente raggruppamenti di stelle e non più stelle prese individualmente.
Più tardi, tenendo anche conto delle velocità radiali delle stelle così considerate, velocità ottenute applicando il principio Doppler, è stato possibile determinare la velocità dello spostamento che si constatava e che corrisponde a uno spostamento apparente del sistema solare verso un punto noto col nome di apice solare (ascensione retta 270º, declinazione 30º), situato nelle vicinanze della stella Vega (a Lyrae). La velocità di questo moto è di 19 km/s. Successivamente, si sono presi in considerazione i raggruppamenti comprendenti solo stelle delle quali si conosceva sia la distanza sia la velocità radiale; da questi nuovi studi è stato messo in evidenza un movimento di insieme nella rotazione della Galassia (lavori di Lindblad e Oort). Per il Sole questo movimento si effettua con una velocità angolare di 0'', 055 5 per anno, velocità che corrisponde a una durata di rivoluzione di 230 milioni di anni e a una velocità lineare di 216 km/s in direzione della stella Deneb nella costellazione del Cigno. Da questa discordanza di risultati si dedusse che né le stelle vicine né quelle lontane costituiscono un sistema in quiete e che il vero moto galattico poteva ricavarsi solo facendo riferimento alle galassie esterne. Le conclusioni a cui si è giunti sono: nella parte interna della Galassia la velocità è risultata invece essere quasi costante, anzi leggermente crescente, fino a circa 15-20 chiloparsec. Sulla natura di questa massa invisibile di materia non si sa molto. Varie le ipotesi: deboli stelle che sfuggono alle osservazioni, piccoli buchi neri o materiale diffuso, attendono tuttora una conferma sperimentale.

Costituzione fisica
La Galassia è composta, oltre che di stelle, da materiale finemente suddiviso e costituito di gas e polveri che prende il nome di materia interstellare. Tale materiale non è distribuito uniformemente sia come percentuale relativa di polveri e gas in una data regione sia come generica concentrazione che è variabile da zona a zona e generalmente crescente man mano che ci si allontana dal nucleo galattico. La maggior parte della materia interstellare appare sotto forma di nebulose che sono in genere visibili solo su lastre a posa assai lunga e che possono essere brillanti o oscure; nelle prime sono immerse stelle di luminosità sufficiente a eccitare gli atomi, nelle seconde mancano tali stelle eccitatrici. La materia interstellare, sia quella concentrata nelle nebulose sia quella diffusa, provoca un assorbimento generale molto irregolare che falsa tutte le misure fotometriche arrossando il colore delle stelle.
Come la materia interstellare può trovarsi diffusa o concentrata in nebulose, così anche le stelle possono trovarsi isolate o raccolte in ammassi; oltre agli ammassi globulari caratteristici dell'alone galattico, vi sono ammassi galattici (o ammassi aperti) concentrati sul disco galattico. Questi ultimi hanno forma più varia e concentrazione minore dei primi; inoltre mentre le stelle di popolazione II sono caratteristiche degli ammassi globulari e del nucleo, quelle di popolazione I sono caratteristiche degli ammassi aperti e delle braccia a spirale della Galassia.

Ricerche radioastronomiche
Le recenti ricerche radioastronomiche hanno permesso di conoscere la posizione e la forma delle braccia a spirale che per via ottica non si poteva sperare di vedere a causa dell'assorbimento interstellare. I risultati ottenuti dallo studio della riga di 21 cm dell'idrogeno neutro hanno permesso di stabilire che l'idrogeno è concentrato lungo le braccia a spirale; dagli spostamenti di tale riga considerati mediante l'effetto Doppler si sono potute ricavare le posizioni e le distanze delle braccia. Inoltre lo studio radio della Galassia ha permesso di scoprire zone fortemente radioemittenti alcune delle quali coincidenti con oggetti otticamente visibili: le più note sono Cassiopeia A e Taurus A o Nebulosa del Granchio.
v Le galassie esterne
Il numero delle galassie esterne, talvolta chiamate impropriamente nebulose extragalattiche, diventa sempre più considerevole, a mano a mano che progredisce il perfezionarsi dei mezzi di osservazione; dall'analisi di varie lastre fotografiche impressionate al telescopio di Monte Palomar risulta che il numero di quelle che si possono distinguere è maggiore di quello delle stelle anche deboli. Le loro forme sono molto diverse ed esse sono state classificate da E. P. Hubble secondo lo schema
cioè: ellittiche, dalle E0 sferiche alle E7 molto allungate; lenticolari SO, più schiacciate delle E7; spirali normali S; spirali sbarrate SB. Nelle galassie spirali normali le braccia spirali partono da un nucleo centrale, mentre nelle sbarrate queste si staccano da una specie di sbarra che taglia il nucleo. Inoltre dalle Sa alle Sc (e rispettivamente dalle SBa alle SBc) va crescendo l'importanza delle braccia rispetto al nucleo; chiudono infine la classificazione le galassie irregolari Irr (es. le Nubi di Magellano). L'ipotesi, introdotta in un primo tempo, che lo schema precedente rappresentasse anche una sequenza evolutiva della vita di una galassia si è ora dimostrata falsa; oggi si pensa piuttosto che una galassia si formi e si evolva come ellittica o spirale senza passare da una forma all'altra.
Le teorie più generalmente ammesse per l'evoluzione dell'universo vedono nelle galassie ellittiche degli universi molto antichi nelle quali tutta la materia interstellare si trova condensata in stelle. Come avviene nei nuclei delle galassie spirali, esse non contengono mai stelle supergiganti blu dei tipi spettrali O e B, considerate come stelle giovani e che si riscontrano invece solo nei bracci delle galassie spirali come la nostra. Le dimensioni delle galassie esterne sono difficili da valutare, perché le popolazioni di stelle periferiche, sempre molto rade, sfuggono alle nostre osservazioni, nel caso di grandi distanze. Le distanze delle galassie più vicine sono state valutate dall'osservazione delle loro cefeidi o attraverso la luminosità delle stelle supergiganti blu, quando ve ne sono; per le altre galassie ci si fonda su criteri di luminosità globale. Le galassie appaiono spesso raggruppate in ammassi di galassie come l'ammasso locale a cui appartengono la nostra Galassia con le Nubi di Magellano, le galassie di Andromeda e del Triangolo o come il Grande ammasso della Vergine nella costellazione omonima: nel suo contorno irregolare, che si estende per più di 4 milioni di parsec, sono state contate più di 500 galassie su una superficie parziale di 12 gradi quadrati; questo ammasso è a una distanza media dal Sole di 5 milioni di parsec.
Si riteneva fino a questi ultimi anni che non esistesse materia diffusa intergalattica: alcune lastre, recentemente ottenute dall'astronomo Zwicky, hanno mostrato dei “ponti” di materia fra galassie realmente vicine, e ugualmente verso il centro dei grandi ammassi di galassie. Uno dei fenomeni più caratteristici osservati nelle galassie è il fatto che le loro righe spettrali sono spostate verso il rosso, fatto che indica che queste galassie si allontanano non tanto rispetto a noi, quanto le une rispetto alle altre. La velocità di questo spostamento è stata definita da Hubble proporzionale alla loro distanza; il valore accettato è dato dalla relazione: V = 75÷100 D, dove V è calcolato in km/s e D in milioni di parsec. Questo fenomeno, detto recessione (o fuga) delle galassie, è in perfetto accordo con la teoria della relatività generale, che ha per corollario una teoria dell'espansione dell'universo. Ciononostante alcuni astronomi continuano a rifiutare la reale recessione delle galassie senza essere però in grado di interpretare altrimenti lo spostamento verso il rosso delle righe spettrali, spostamento proporzionale alla lunghezza d'onda conseguenza proprio dell'effetto Doppler. D'altra parte questa espansione si può interpretare seguendo parecchi modelli teorici differenti (teorie di Einstein, Lemaître, de Sitter, Gamow, ecc.).

Cataloghi di galassie
Le galassie vengono generalmente individuate col numero che esse occupano in un catalogo preceduto dalla sigla dello stesso. Il primo vasto catalogo fu compilato alla fine del XVIII sec. dal francese Charles Messier (es. la ben nota nebulosa di Andromeda ha la sigla M 31). Nel secolo successivo A. J. Dreyer compilò, valendosi di telescopi più potenti, un nuovo catalogo, il New General Catalogue, secondo il quale, ad es., la citata nebulosa ha la sigla NGC 224.

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