Conosciamo e osserviamo stelle e pianeti – Terzo incontro – 22/5/2013 Quanto è grande l’universo? # Titolo Appunti 17 La Via Lattea: ciò Ora che abbiamo parlato delle dimensioni e della storia dell’universo, dal che si vede Big Bang al giorno d’oggi, facciamo un passo indietro, perché vi avevo promesso qualche dettaglio in più sulla nostra galassia, la Via Lattea. Ripartiamo da questa immagine, una rappresentazione artistica ma fedele di come sarebbe la nostra galassia vista dall’esterno. Osserviamo che le stelle non sono disposte in modo uniforme, ma sono più concentrate in alcune fasce che formano i bracci di una spirale: si dice che la Via Lattea è una Galassia a spirale. La parte centrale è quella più luminosa e ricca di stelle: si chiama nucleo, ed ha una forma allungata, come una barra. Come sappiamo che la Via Lattea ha quella forma, se la vediamo solo dall’interno? È possibile (ma non semplice) ricostruire la forma studiando come sono distribuite le stelle ed i gas (anche dalla superficie della Terra è possibile ricostruire la forma della Terra senza vederla dallo spazio). Comunque possiamo intuire la sua forma anche per analogia, osservando le altre galassie. Queste galassie a spirale sono in effetti dei dischi, cioè hanno uno spessore ridotto rispetto alle dimensioni. Prendiamo la via Lattea: il diametro è di circa 100000 anni luce, ma spessore di circa 1000 anni luce (almeno nella regione del disco, dove ci sono i bracci; sembra però che il disco di gas sia molto più spesso, fino a 12000 anni luce). La stessa cosa vale per le altre galassie a spirale: quelle osservate di profilo rivelano di essere sottili (vedi foto, ngc5866). Possiamo però vedere che ci sono un luminoso rigonfiamento centrale, detto bulge (nucleo; per la Via Lattea ha la forma di una barra) e un più debole alone quasi sferico. Osservare la nostra galassia di profilo è proprio quello che noi possiamo fare ogni notte, quando osserviamo la Via Lattea. Essa a prima vista non assomiglia molto alla galassia vista di profilo, è molto più frastagliata ed irregolare. Ma ciò è dovuto alla presenza di nebulose oscure che bloccano la luce delle stelle che si trovano dietro. Anche la galassia a destra ha le nebulose oscure, come si vede. Se però osserviamo in altre lunghezze d’onda, quelle infrarosse che riescono ad attraversare queste polveri, le cose cambiano (immagine infrarossa di tutto il cielo di 2mass; si vedono Immagini anche le nubi di Magellano). Ora la somiglianza è evidente. 18 La Via Lattea: ciò Le stelle ruotano attorno al centro della Galassia. Ad esempio il Sole si che non si vede muove attorno al centro lungo un’orbita più o meno circolare e si stima che completi un giro in circa 225‐250 milioni di anni, muovendosi a 200 km/s. Nel corso di un’orbita si muove anche su e giù rispetto al piano galattico (2,7 volte in ogni giro). Dal momento della sua nascita, dunque, il Sole dovrebbe aver compiuto 20‐25 orbite. La rotazione delle stelle esiste anche nelle altre galassie a spirale, ma non si vede direttamente perché, sebbene avvenga a grandi velocità, le distanze (sia quelle che devono percorrere le stelle sia quella da cui osserviamo) sono troppo grandi per notare spostamenti nel giro di poco tempo. Per misurare la rotazione delle galassie si sfrutta dunque l’effetto Doppler. Insieme alle singole stelle ruotano anche i bracci delle spirali. Questi bracci in pratica sono delle onde di densità, simili alle onde sonore; solo che la densità non è quella dell’aria ma quella del numero di stelle. Come la gravità del Sole è quella che determina le caratteristiche del moto della Terra attorno ad esso, la gravità di tutta la materia che forma la Galassia è quella che determina il moto del Sole attorno al centro. Questo vale per tutte le spirali. L’animazione mostra il modo in cui dovrebbero ruotare le stelle della Galassia e quello in cui effettivamente ruotano. Nelle parti esterne la rotazione è più rapida di ciò che ci si attende. Per spiegarlo bisogna ammettere che ci sia dell’altra materia che noi non vediamo e per questo chiamiamo materia oscura. Essa è disposta a formare un alone tutt’intorno e anche dentro (perché la velocità cresce più rapidamente) la Galassia. Se la massa della parte visibile della Galassia è stimata in 600 miliardi di masse solari, quella dell’alone di materia oscura potrebbe essere compresa tra 600 e 3000 miliardi. Cos’è la materia oscura? Molti credono sia una particella forse ancora sconosciuta e molto elusiva, che non si fa notare se non con la gravità. In tal caso sarebbe presente ovunque, anche noi ci potremmo essere immersi adesso. Di certo non sarebbe oscura come si vede nell’episodio Cathexis della serie Star Trek Voyager. Infatti questa materia è invisibile, proprio perché non interagisce con la luce, non la assorbe e non la emette. Per altri potrebbero essere nane brune, stelle mancate o troppo piccole e fredde per essere viste. Per altri ancora sarebbe semplicemente un segnale che le leggi della gravità oggi utilizzate non sono del tutto corrette. Torniamo al disegno della nostra Galassia. Il centro della Galassia si trova nel Sagittario ed è la parte più concentrata, contiene molta materia. Contiene anche tante polveri (foto) e per questo è difficile da osservare, è in 19 La Via Lattea pezzo per pezzo un certo modo nascosto. Infatti contiene una sorpresa: un buco nero supermassiccio. Si osserva una forte emissione di onde radio (foto) (le altre onde di lunghezza d’onda inferiore agli infrarossi sono bloccate dalle polveri) e dei getti relativistici che richiedono alte energie. In questa zona si vedono stelle che orbitano a velocità nettamente superiore alla normale velocità di rotazione galattica. Questo oggetto ha un diametro di 44 milioni di km e si stima una massa di 3,7 milioni di masse solari (comunque poco rispetto all’intera galassia). Da questo si può calcolare la densità, che è compatibile solo con un buco nero. Le emissioni non vengono comunque dal buco nero, bensì dalla polvere che cade in esso perdendo energia gravitazionale. Il buco nero deve essere dunque circondato da un disco di accrescimento. Fra l’altro a 3al da questo buco nero ne orbita un altro intermedio, di 1300 masse solari. Simili buchi neri si ritiene siano presenti al centro di tutte le galassie a spirale, e sono stati osservati in alcune di esse (vedi foto del disco di accrescimento in NGC 7052). La formazione di questi buchi neri resta abbastanza misteriosa, ci sono diverse ipotesi: accrescimento di un buco nero di massa stellare; formazione per collasso di una enorme nube di gas; formazione per collasso di un ammasso di stelle; formazione ai tempi del Big Bang. Il nucleo è a forma di barra, lunga circa 27000 al. Le stelle del centro galattico sono per lo più vecchie, lo si capisce dal colore giallo‐rossiccio. Ultimamente però ne sono state scoperte di giovani e massicce (si riteneva che i super buco nero lo rendesse impossibile). Ci sono anche delle nubi di gas (idrogeno) che potrebbero nei prossimi 500 milioni di anni dar vita a nuove stelle. Vista dalla galassia di Andromeda, per esempio, questa parte sarebbe la più brillante della galassia. 20 La Via Lattea pezzo per pezzo 21 La Via Lattea pezzo per pezzo Disco e bracci. Come tutti i bracci delle galassie spirali, essi formano delle spirali logaritmiche. Sono stati denominati in base ai nomi delle costellazioni sulle quali si proiettano. La zona d’ombra è quella coperta dalle polveri del centro galattico, che non riusciamo a vedere. Ci sono due bracci principali, quello di Perseo (azzurro) e quello di Scudo‐Croce (verde). Noi siamo nel braccio di Orione (arancione). Ci sono poi i bracci di Cigno‐Regolo e di Carena‐Sagittario. In realtà a parte i due bracci principali, gli altri sono piuttosto incerti, potrebbero solo essere addensamenti locali di stelle. Abbiamo già visto che le stelle ruotano: visto che la rotazione avviene a velocità diverse in base alla distanza dal centro, i bracci si dovrebbero attorcigliare e disfarsi. Poiché così non è (si osservano tante galassie a spirale) i bracci sono interpretati come onde di densità emanate dal centro galattico (come in un rallentamento su una strada molto trafficata). In pratica sono perturbazioni nel moto delle stelle: le stelle dentro i bracci hanno velocità minori e tendono ad accumularsi contro le altre, mentre quelle fuori dai bracci hanno velocità maggiori. I bracci quindi cambierebbero continuamente caratteristiche e posizione. I bracci sono più luminosi delle parti tra essi soprattutto perché composti di stelle giovani. Queste onde di densità infatti possono dare il via ad eventi di formazioni stellare, perché nei bracci delle spirali (nel disco in generale) sono presenti grandi quantità di gas. Vediamo più in dettaglio alcuni degli oggetti che si trovano nella nostra galassia (e anche nelle altre), perché sono quelli che potremo vedere al telescopio. Le nebulose diffuse si dividono nebulose a emissione e a riflessione. Quelle ad emissione sono quelle in cui si formano le stelle: le stelle giovani sono abbastanza calde da eccitare il gas di queste nebulose, che emettono luce propria. Le nebulose a riflessione si limitano invece a riflettere la luce di stelle non abbastanza calde. Queste nubi sono composte in gran parte d’idrogeno ionizzato (anche le planetarie a rigor di logica sono nebulose ad emissione). La prevalenza dell’idrogeno fa sì che molte nebulose ad emissione abbiano un colore tendente al rosso. Infatti le zone rosa‐rosse nei bracci a spirale sono regioni di formazione stellare. Una delle più vicine è la nebulosa di Orione, a 1500 al (foto). Le nebulose ad emissione dove si formano le stelle hanno dimensioni molto variabili: da pochi a centinaia di anni luce. Poiché la loro densità è molto bassa (alcune particelle per cm3) ne risulta un massa totale che può variare da 100 a 100mila masse solari. Al loro interno ci possono essere anche un migliaio di stelle. Spesso queste nebulose contengono delle zone oscure di polveri, che disegnano sagome nere su di esse o ne alterano il colore. Un esempio è la testa di Cavallo, in Orione. Essendo così grandi si possono osservare anche in altre galassie, come la Nebulosa Tarantola (foto) nella Grande Nube di Magellano. 22 La Via Lattea pezzo per pezzo Poiché le nebulose diffuse sono così grandi e ricche di materia, le stelle non si formano isolatamente. Si formano così gruppi di stelle chiamati ammassi aperti. Un esempio è quello che vedete, la nebulosa Rosetta (foto), un altro è NGC604. In questo caso la formazione dell’ammasso ha creato una cavità dentro la nebulosa. Uno dei più begli ammassi aperti è quello delle Pleiadi (foto), che è anche uno dei più vicini. Si vede tranquillamente ad occhio nudo d’inverno nella costellazione del Toro, ma con un binocolo rivela molte più stelle. L’ammasso ne contiene circa 1000 e sono raggruppate in un diametro di circa 8 anni luce e distano circa 440 al. Si vede ancora attorno alle stelle un po’ di nebulosità, resto della nube molecolare dalla quale si sono formate. Questo è un bell’esempio di ammasso aperto: esso è formato da stelle che si sono formate insieme, quindi hanno tutte le stesse caratteristiche ed età, tranne la massa. Costituiscono dunque un buon banco di prova per le teorie di evoluzione stellare. Spesso sono dominati da stelle giovani e brillanti, per cui sono facili da osservare. Vista la diversa velocità di evoluzione, si può calcolare l’età dell’ammasso dal numero di stelle calde e brillanti ancora in sequenza principale. Questo ammasso delle Pleiadi dovrebbe avere circa 100 milioni di anni ed una vita prevista di solo 250 (molti degli ammassi ha età minore di 50 milioni di anni e si disgrega entro 350 milioni). Infatti, anche se legate gravitazionalmente, le perturbazioni da parte di altri componenti della galassia tendono a disgregare abbastanza in fretta l’ammasso, che si riduce nel moto attorno al centro galattico ad una corrente di stelle (ad esempio la maggior parte delle stelle dell’orsa maggiore provengono dalla disgregazione dello stesso ammasso aperto). Questi ammassi si trovano nel disco galattico, quindi in cielo si osservano dove passa la Via Lattea, anche se in certe zone non si vedono perché oscurati dalle polveri. Non se ne osservano molti in direzione del centro galattico perché dalla posizione del Sole è più vicino il braccio esterno, quello di Perseo, rispetto a quello del Sagittario. Noi infatti ci troviamo nel bordo esterno del braccio di Orione. Tipicamente nei nuclei degli ammassi aperti (grandi 3‐4 al) la densità di stelle è di 1,5 per al cubico, mentre in prossimità del Sole è di soli 0,003. Si conoscono circa 1000 ammassi aperti nella nostra galassia, ma potrebbero essere 10 volte di più (quelli con poche stelle sono difficili da distinguere da semplici allineamenti prospettici). Si trovano nelle galassie a spirale quasi solo nei bracci e di solito si disfano prima di uscire da essi (a causa delle forze mareali, fra l’altro, quelli più vicini al centro si disgregano prima). Si trovano quasi sempre sul piano galattico, alzandosi di poco dal disco (max 180 al). Altri esempi di ammassi aperti sono quello del Presepe, le cosiddette Pleiadi del Sud e l’ammasso doppio di Perseo (foto). 23 Il braccio di Orione Il nome del Braccio di Orione deriva dal fatto che il suo punto più ricco e intenso visibile dalla Terra si trova in direzione della costellazione di Orione; la sua posizione galattica si trova tra il Braccio del Sagittario e quello di Perseo, due dei maggiori bracci di spirale della nostra Galassia, che viene intersecato nella zona detto “transito di Perseo”. Il Sole è posizionato all'interno del braccio. Rispetto ai bracci di spirale maggiori, il Braccio di Orione mostra alcune particolarità. Una struttura simile al Braccio di Orione, ossia un braccio di spirale intermedio che si dispone trasversalmente andando a intersecare altri bracci più esterni, sembra essere un elemento comune a tante altre galassie a spirale. Il punto in cui il Braccio di Perseo ed il Braccio di Orione si incrociano mostra una maggiore presenza dei giovani ammassi di stelle, mentre le nubi molecolari con emissioni nella banda del CO sembrano essere scarsamente presenti; ciò denota probabilmente una sorta di sfaldamento del Braccio di Perseo. Il Braccio di Orione determina gran parte di ciò che vediamo la notte; è responsabile del grande addensamento di stelle visibile nella fascia di cielo compresa fra l'Auriga e le Vele: questo tratto di cielo infatti è il più ricco di stelle dalla quinta alla nona magnitudine dell'intera volta celeste; molte di queste stelle sono visibili ad occhio nudo, mentre le stelle più deboli formano dei ricchissimi campi stellari, specialmente nelle costellazioni di Orione, Cane Maggiore e Poppa. Ecco un ingrandimento del disegno della Via Lattea che mostra il braccio di Orione. All’interno del Braccio di Orione sono ospitati un gran numero di complessi nebulosi molecolari e nubi molecolari giganti, in gran parte oscuri, nonché alcune delle regioni di formazione stellare più attive conosciute all'interno della Via Lattea. In aggiunta a ciò, la quasi totalità delle stelle visibili ad occhio nudo e degli oggetti non stellari più luminosi visibili dalla Terra appartengono a questo braccio di spirale, come le Pleiadi, il Presepe e la Nebulosa di Orione che abbiamo visto prima. La Nebulosa Gomma è il punto dove avviene la biforcazione. W51 è una formazione stellare dove pare cominci il Braccio di Orione e Turner 5 è un’altra associazione di stelle, in prossimità della fine del braccio. Ecco due esempi di nebulose (anche oscure) del Braccio di Orione: nebulosa di Orione con Testa di Cavallo, nebulosa Nord America. 24 La Via Lattea pezzo per pezzo 25 La Via Lattea pezzo per pezzo Anche la Galassia, come questa (foto), ha un alone. Esso ha forma circa sferica e raggio tra i 100mila e i 200mila al. Contiene per lo più stelle vecchie, niente gas e polveri. In questa regione non vi è formazione di stelle e quindi non ci sono neppure nebulose diffuse o ammassi aperti. Ai margini o dentro questo alone ci sono galassie nane recentemente scoperte, satelliti della nostra o che la Via Lattea sta inglobando. Queste galassie sono deboli e difficili da individuare. In realtà anche le più grandi non sono sempre facili: osservando il moto della Via Lattea che ha un eccesso inspiegato in direzione del centro galattico, alcuni ipotizzano che in questa direzione, a circa 3 milioni di anni luce da noi, ci sia una galassia gigante, grande come la nostra e quella di Andromeda, che però non vediamo a causa delle polveri del nostro centro galattico (sarebbe dentro il cono d’ombra). Quest’altra foto è della galassia Sombrero, nell’infrarosso. Si vede bene l’alone, ed una fascia di polveri. Anche la nostra galassia sembra avere un anello di polveri e detriti, derivato dall’inglobamento e distruzione di una galassia nana. Un ammasso globulare è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono sorretti al loro interno da una forte gravità, che dà loro il tipico aspetto sferico e mantiene al loro centro una densità di stelle relativamente molto elevata (nel centro, dalle 3 a 30 per al cubico). Queste stelle orbitano in modo disordinato, seguendo orbite l’una diversa dall’altra, come mostrano le simulazioni disponibili sul DVD Gravitas. Sono in genere composti da centinaia di migliaia di stelle vecchie (notare il colore rossiccio). Essendo queste stelle vecchie, sono di popolazione II e con pochi metalli. Gli ammassi globulari sono piuttosto numerosi: se ne conoscono 158 attorno alla Via Lattea, con forse altri 10‐20 da scoprire, essendo nascosti all'osservazione da Terra dalle polveri interstellari che oscurano la vista in direzione del centro galattico; pare che le galassie più grandi possano averne un numero nettamente superiore (la Galassia di Andromeda potrebbe averne fino a 500). Alcune galassie ellittiche giganti (come M87) ne contano fino a 10.000. Questi oggetti sono considerati parte dell'alone delle galassie, orbitando attorno ai centri di queste a distanze fino a 131.000 anni luce. Molti degli ammassi globulari osservati nella nostra e in altre galassie possono essere appartenuti ad altre galassie "cannibalizzate". L'alta densità stellare degli ammassi globulari fa sì che le interazioni tra stelle e le collisioni mancate siano relativamente frequenti. Il loro centro presenta caratteristiche ideali per la formazione di oggetti peculiari, come le stelle vagabonde blu (ritenute il risultato della fusione di due stelle; per 26 Galassie a spirale 27 Galassie ellittiche questo sono stelle più calde del normale, si trovano fuori dalla sequenza principale) o pulsar veloci con periodi di millisecondi, tutti fenomeni presumibilmente risultanti dall'interazione tra più stelle. La grande densità di stelle rende difficile la vita in sistemi planetari, le cui orbite sarebbero fortemente perturbate. La forte gravità fa sì che gli ammassi globulari non si sfaldino, ma restino insieme per tutta la durata della vita delle sue stelle (un’immagine della periferia di M4 mostra le nane bianche: se ci sono nane bianche, significa che questi oggetti sono vecchi). Foto: m13, che è il più bel globulare nell’emisfero nord. Come ormai più volte detto, esistono miliardi di altre galassie a spirale osservabili dalla Terra. Sebbene abbiano tutte i bracci di spirale in comune tra loro, differiscono per il loro numero, la loro ampiezza, la loro apertura, la loro lunghezza, la presenza o meno della barra centrale. Non tutte le galassie mostrano dei bracci a spirale. Alcune vengono chiamate galassie ellittiche, ma in realtà sono degli “ellissoidi” nel senso che non sono piatte come un disco, ma “tridimensionali”, come un pallone da rugby. Foto: ngc1132. Gli schiacciamenti possono variare di molto, da sferiche a molto allungate. 28 Classificazione delle galassie Questo schema a diapason (o diagramma di Hubble) è il più comunemente usato per classificare le galassie. La distinzione principale è in ellittiche e spirali, a loro volta divise in spirali semplici e barrate. Le ellittiche vengono suddivise in base allo schiacciamento, le spirali in base a quanto i bracci sono stretti. La Via Lattea è una SBbc. Le S0 sono delle vie di mezzo tra ellittiche e spirali, nel senso che mostrano la presenza di un disco, ma non i bracci a spirale. Vengono dette galassie lenticolari. 29 Classificazione delle galassie 30 Classificazione delle galassie Le osservazioni mostrano che le galassie ellittiche sono circa il 20%, le spirali il 77%. Rimane dunque un 3%. Non tutte le galassie rientrano in questo schema, alcune hanno una forma indefinita e vengono per questo dette irregolari. Un esempio è la Grande Nube di Magellano, un altro esempio è ngc1427, un altro ancora la giovane galassia Zwicky 18 (foto). Le irregolari sono in genere galassie piccole (1‐10 kpc), quelle spirali sono di dimensioni e massa intermedia, mentre tra quelle ellittiche si annoverano sia le galassie più grandi che quelle più piccole. La classificazione delle galassie è un’operazione che non si riesce a fare con grande precisione in modo automatico; la classificazione “ad occhio” è invece molto più precisa. Il problema è che ce ne sono miliardi… Quindi, se vi siete appassionati alle galassie, potete iscrivervi al sito http://www.galaxyzoo.org/ (immagine) ed aiutare gli astronomi a classificare le galassie in ellittiche o spirali, osservano le immagini del telescopio Hubble. Questa classificazione ha qualche significato fisico? Le caratteristiche dei diversi tipi di galassie, a parte il fatto visivo, sono diverse. Infatti osserviamo che: • Le galassie ellittiche sono generalmente prive di gas e polveri, e sono composte più che altro di stelle vecchie su orbite caotiche. • Le galassie spirali hanno in genere una grande riserva di gas e polveri, e hanno una popolazione mista di stelle vecchie e giovani su orbite ordinate. • Le galassie irregolari sono ricche di gas, polveri e giovani stelle. Da questi e da altri indizi, gli astronomi hanno costruito una teoria dell'evoluzione delle galassie. Pare che le prime galassie si siano formate già 600 milioni di anni dopo il Big Bang. Dal collasso di nubi di gas si formerebbero le galassie a spirale, in particolare il loro disco. In esso si osservano stelle vecchie, ma anche stelle giovani, perché non tutto il gas diede subito vita a stelle ma rimase in forma di nubi molecolari che osserviamo ancora oggi. Nel corso della loro vita però una galassia prima o poi interagirà con altre: quelle più grandi possono fagocitare quelle piccole (cannibalismo galattico), oppure ci sono delle semplici distorsioni dovute alla gravità che lega la galassie più vicine. Ad esempio la galassia nana del Sagittario è una galassia satellite della Via Lattea, che si trova attualmente a 65000 al dalla nostra (è la più vicina) e segue un’orbita che ha un asse minore di 50000 al. Ad ogni passaggio ravvicinato parte delle sue stelle le vengono “strappate” ed entrano a far parte della Via Lattea. Sembra che anche le Nubi di Magellano faranno prima o poi la stessa fine, venendo inglobate nella nostra galassia. Bisogna tener presente che le galassie non sono oggetti compatti come le stelle, ma hanno enormi spazi vuoti (pensare ai dintorni del Sole). Quando due galassie collidono non ci sono veri e propri scontri fisici: si passano attraverso. Viene però modificata la disposizione delle stelle che, lungi dall’essere distrutte, possono passare da una galassia all’altra o formare strutture “deformi” rispetto alla spirale, distruggendo anche la struttura del disco. Oggi molti pensano che l’alone delle galassie a spirale, formate da stelle vecchie, sia almeno in parte il risultato della fagocitazione di piccole galassie da parte di galassie più grandi. Si tratterebbe di un riciclaggio di materiale vecchio a formare componenti nuove. Anche gli ammassi globulari di una galassia possono essere inglobati da un’altra. Anche due galassie giganti possono collidere tra loro e fondersi (foto). In questo caso le strutture de dischi e dei bracci vengono generalmente distrutte e si hanno di solito imponenti eventi di formazione stellare. Nel Gruppo Locale, la Via Lattea e M31 sono legate gravitazionalmente e si stanno avvicinando ad alta velocità. Alla fine si incontreranno e si attraverseranno, la gravità le distorcerà gravemente e espellerà nello spazio intergalattico gas, polvere e stelle. In seguito si separeranno, rallenteranno, e poi di nuovo l'una verso l'altra, per un nuovo scontro. Alla fine le due galassie si fonderanno completamente, fiumi di gas e polvere voleranno attraverso lo spazio in prossimità della galassia ellittica gigante appena formatasi. Dal gas emesso dalla fusione, nuovi ammassi globulari e forse anche nuove galassie nane, formeranno l'alone dell'ellittica. Anche gli ammassi attuali di M31 e della Via Lattea faranno parte dell'alone; gli ammassi globulari sono legati così energeticamente che sono in gran parte immuni alle interazioni su scala galattica. Sembra quindi che si siano formate prima galassie piccole, poi unite a formare galassie sempre più grandi. Lo dimostrano le simulazioni al computer, come quelle che si trovano nel DVD Gravitas. Questi eventi avvengono su tempi per noi troppo lunghi, quindi si studiano osservandone diversi in varie fasi sparsi per l’universo, oppure con le simulazioni al computer, che al giorno d’oggi diventano sempre più attendibili. Su scala stellare poco accadrà nella fusione della Via Lattea con la Galassia di Andromeda, se qualcuno potesse osservare la fusione rimarrebbe abbastanza deluso, anche se la vista di M31 distorta che abbraccia l'intero cielo sarebbe spettacolare. M31 in realtà è già distorta: i bordi sono curvati. Questo a causa delle interazioni con la galassia del Triangolo, una galassia a spirale non lontana da M31. Alla fine tutte e tre le galassie formeranno una 31 Galassie attive galassia ellittica gigante, che si precipiterà a prendere il proprio posto nel Superammasso della Vergine. Ecco alcune altre immagini di galassie interagenti. A proposito di evoluzione… Guardando soprattutto a grandi distanze da noi (quindi indietro nel tempo) si osservano varie galassie attive. Una galassia attiva è una galassia che emette una percentuale consistente dell’energia (a volte anche getti di materia) non tramite le sue parti convenzionali (stelle, nubi di gas). Questa emissione può essere in qualsiasi lunghezza d’onda (in base a questo vengono distinti i vari tipi di galassia attiva). L’energia sembra sempre provenire da una piccola parte al centro della galassia, per questo si parla di AGN (active galactic nuclei). Foto: galassia vortice M51 (con la compagna) e il suo nucleo attivo. L’energia è di solito fornita dalla caduta di materia in un buco nero super massiccio, con massa da 1 milione a 10 miliardi di masse solari. Quando la materia cade verso il buco nero, il suo momento angolare la costringe a formare un disco di accrescimento attorno al buco nero. L'attrito riscalda la materia e ne cambia lo stato in plasma, e questo materiale carico in movimento produce un forte campo magnetico. Il materiale che si muove dentro questo campo magnetico produce grandi quantità sia di radiazione di sincrotrone che di radiazione termica sotto forma di raggi X. Infatti la temperatura vicino al buco nero è di milioni e forse di miliardi di gradi, in quest'ultimo caso migliaia di volte più calda del centro del Sole. Spesso vengono osservati getti che si originano dal disco di accrescimento, anche se il meccanismo che porta alla formazione di questi getti è poco compreso. Questo processo, alimentato dalla gravità del buco nero, è molto efficiente nel trasformare la materia in energia: quasi il 50% della materia in caduta può essere convertito in energia, contro i pochi punti percentuali della fusione nucleare che alimenta le stelle, e il circa 0,1% per cento della fissione nucleare dei reattori nucleari contemporanei. Abbiamo visto che anche la nostra galassia (e si sospetta tutte, almeno quelle più grosse) possiedono un buco nero centrale: perché allora non è un AGN? Si pensa che quando il buco nero ha inglobato tutto il gas e la polvere nelle sue vicinanze, semplicemente il nucleo smette di emettere grandi quantità di radiazione e la galassia diventa "normale". Questo modello è supportato da osservazioni che suggeriscono la presenza di un buco nero supermassiccio ma tranquillo nel centro della Via Lattea e di molte altre galassie, e spiega facilmente come mai i quasar (uno dei tipi più importanti di galassia attiva) erano molto più comuni nelle prime ere dell'Universo, quando era disponibile più "carburante". Il buco nero può dunque attivarsi o spegnersi a seconda che ci sia materia che vi cade dentro oppure no. Questo modello spiegherebbe in un colpo solo tutti i tipi di AGN, che appaiono diversi solo a causa dell’inclinazione rispetto alla linea di vista e alla quantità di materia che cade nel buco nero. Un altro esempio è M87. Si tratta di un’enorme galassia ellittica, distante circa 50 milioni di anni luce e grande 120000 al. Possiede tra 13000 e 15000 ammassi globulari (la via lattea tra 150 e 200). Se la osservo nella radiazione UV, vedo un enorme getto di almeno 5000 al (foto: getto e nucleo della galassia; in realtà è solo la parte rivolta verso di noi di un doppio getto). Questa è dunque una galassia attiva e l’origine del getto è un disco di accrescimento attorno ad un enorme buco nero, con massa 2 o 3 miliardi di masse solari. Un altro esempio di galassia attiva è ngc1275 (foto), nella quale si sono formati fragili filamenti di gas che vengono mantenuti dal campo magnetico generato dal buco nero centrale. Un ultimo esempio è la galassia attiva m82, detta anche galassia sigaro, e distante 12 milioni di al. In questa immagine è ritratta con la compagna più grande, m81 (a sinistra). Forse riusciremo a vederle col telescopio. La presenza di m81 distorce m82. Esse sono gravitazionalmente legate ed hanno avuto un incontro ravvicinato circa 250 milioni di anni fa, che ha provocato un’intensa formazione stellare. M82 è una galassia starburst, cioè con forte formazione di stelle. Le emissioni X, infrarosse e radio dovrebbero essere associate alla formazione stellare e all’esplosione di sn, che avviene una volta ogni 10 anni circa. Invece il buco nero centrale dovrebbe essere di massa intermedia, tra le 200 e le 5000 masse solari. Tanto per dire che non tutte le galassie attive corrispondono al modello detto in precedenza.
