gli ammassi di galassie

GLI AMMASSI DI GALASSIE
LA LEZIONE
Introduzione
Le galassie non sono distribuite a caso sulla volta celeste. Come le stelle, infatti,
tendono a unirsi in sistemi di varie dimensioni: sistemi multipli, gruppi, ammassi e
superammassi.
I sistemi multipli possono essere costituiti da due o più galassie (nel caso di due sole
componenti, si parla di galassie binarie), legate da un’intensa interazione
gravitazionale. Un esempio di sistema multiplo è la Via Lattea con le sue due galassie
satelliti: la Grande e la Piccola Nube di Magellano.
I gruppi sono aggregazioni di qualche decina di galassie: la Via Lattea, per esempio, fa
parte del Gruppo Locale.
Un gruppo di almeno 50 galassie molto luminose viene definito ammasso (fig. 1). Si
distinguono almeno due tipi di ammassi: gli ammassi regolari, caratterizzati da una
forte concentrazione centrale di galassie e da una struttura piuttosto regolare, e gli
ammassi irregolari, senza un’apprezzabile concentrazione centrale di galassie e di
forma irregolare. Gli ammassi regolari contengono sempre migliaia di membri, quasi
tutti galassie ellittiche e lenticolari. Gli ammassi irregolari possono, invece, contenere
un numero assai variabile di galassie di tutti i tipi; spesso, le galassie più luminose di
questi raggruppamenti sono a spirale. L’ammasso più vicino è l’Ammasso della
Vergine, di tipo irregolare, che ha almeno 2500 membri.
Gli ammassi di galassie possono formare dei raggruppamenti ancora più grandi, che
prendono il nome di superammassi. Il Gruppo Locale, per esempio, fa parte del
Superammasso Locale, il cui centro è costituito dall’Ammasso della Vergine. I
superammassi rappresentano i sistemi più estesi di oggetti celesti.
fig.1 lmmagine dell’ammasso di galassie
Abell 520, ottenuta combinando in veri e
falsi colori le riprese ottenute dallo
spazio e da terra
Dimensioni e caratteristiche
Il raggio tipico di un ammasso è di 2÷5 Mpc (1 Mpc = un milione di parsec), mentre
quello dei superammassi è dell’ordine di 5÷10 Mpc. Le dimensioni dei sistemi di
galassie variano tuttavia molto da caso a caso. Un sistema di piccole dimensioni è il
quintetto di Stephan (fig. 2), il cui diametro è di soli 50.000 parsec. Una delle cinque
galassie che lo costituiscono è caratterizzata da una velocità radiale sette-otto volte
minore rispetto a quella delle altre, tanto da far pensare che non faccia parte del
sistema se non per un effetto di prospettiva
fig.2 Il sistema di cinque galassie
chiamato Quintetto di Stephan
Un ammasso di galassie di enormi
proporzioni è, al limite opposto, quello della Chioma di Berenice, costituito da migliaia
di galassie distribuite entro un diametro di circa sei milioni di parsec.
Le dimensioni e i confini degli ammassi di galassie non sono ben definiti o osservabili,
dal momento che essi tendono progressivamente a rarefarsi e a confondersi con le
galassie di fondo. Le diverse forme, strutture e composizioni degli ammassi sono
determinate da cause ancora poco note, che potranno essere meglio indagate grazie
all’ausilio di telescopi sempre più grandi, in grado di osservare oggetti molto lontani, e
di elaboratori molto potenti per analizzare la grande quantità di informazioni ricevuta.
Considerazioni di tipo evolutivo fanno pensare che le galassie contenute negli ammassi
siano prevalentemente quelle ellittiche e lenticolari (le prime addensate soprattutto al
centro degli ammassi), mentre sarebbero molto rare le galassie a spirale, prevalenti
invece tra le galassie di fondo.
I superammassi hanno dimensioni dell'ordine dei 100 Mpc e raccolgono decine di
migliaia di galassie. Tra i superammassi vi sono regioni del diametro di 100 Mpc che
sono praticamente prive di galassie e che perciò vengono chiamate grandi vuoti.
Uno straordinario progresso nello studio delle strutture su grande scala si è avuto con
l'entrata in funzione di nuovi spettrografi in grado di misurare simultaneamente i
redshifts (ossia lo spostamento delle frequenze di assorbimento verso valori più bassi
di quelli misurati in laboratorio, conseguenza dell’espansione dell’Universo, a causa
della quale tutte le galassie, compresa la nostra, si allontanano le une dalle altre) di
centinaia di galassie. Ciò ha reso possibile la cartografia di vaste porzioni di Universo,
Lo studio delle caratteristiche degli ammassi e dei superammassi di galassie è molto
importante per conoscere la storia dell’Universo, perché tali enormi strutture si sono
formate con ogni probabilità dalla condensazione del gas che riempiva lo spazio
all’origine del Cosmo e nei circa quindici miliardi di anni successivi non hanno avuto
modo e tempo per alterare significativamente la loro composizione, a causa delle loro
proporzioni molto vaste.
Velocità e masse
All’interno di un ammasso, ogni galassia presenta un moto di rotazione attorno al suo
nucleo centrale e un moto di traslazione insieme alle altre galassie dell’ammasso. La
velocità con la quale ciascuna galassia si muove (velocità di dispersione) è dell’ordine
di 1000 km/s in un ammasso ricco e diminuisce all’aumentare della distanza dal
centro dell’ammasso stesso. La misura di tale velocità permette di valutare la massa
complessiva dell’ammasso, in base all’idea secondo la quale le galassie dell’ammasso
si muovono sotto l’azione della forza gravitazionale totale, per cui maggiore è la
massa dell’ammasso, maggiori sono la forza gravitazionale e la velocità con la quale si
muovono le galassie lungo le loro orbite. Tipiche masse conseguenti a tale
ragionamento sono dell’ordine di 1015 masse solari.
La forza responsabile del moto, così come della stessa esistenza dell’ammasso, è
quindi quella di gravitazione. Tuttavia, si è riscontrato che applicando la legge di
gravitazione alle masse realmente osservate, la velocità di traslazione di alcune
galassie all’interno del loro ammasso supera di molto i valori determinati invece
stimando il numero di galassie che appartengono all’ammasso. Ciò indica che in molti
ammassi è presente una quantità di massa maggiore di quella osservata, forse
concentrata in aloni invisibili intorno alle galassie.
Va tenuto conto infine che tra una galassia e l’altra di un ammasso, a temperature
molto alte, dell’ordine di 10÷100 milioni di gradi, è presente una grande quantità di
gas intergalattico, che nelle regioni centrali rappresenta circa il 10% della massa
totale dell’ammasso. La presenza di tale gas è stata evidenziata dalle osservazioni
effettuate nel campo dei raggi X di alcune centinaia di ammassi. Lo spettro di tale
emissione X è di tipo termico, prodotto cioè da un gas ionizzato a temperature di
decine di milioni di gradi.
Formazione
Si pensa che le galassie e gli ammassi di galassie si siano formati grazie all’azione
aggregatrice della gravitazione. Le strutture presenti nell’Universo odierno si
sarebbero formate a partire da deboli fluttuazioni presenti nell’Universo primordiale,
leggere deviazioni dalla perfetta omogeneità che si possono ancora osservare come
flebili anisotropie del fondo cosmico di radiazione a microonde, residuo del Big Bang,
che ancora oggi permea l’Universo. Durante le prime fasi di vita dell’Universo, i
processi gravitazionali hanno infatti guidato la storia della materia: secondo
un’interpretazione, le piccole perturbazioni presenti e ancora oggi rivelabili nella
radiazione di fondo, sono cresciute e hanno cominciato a dare vita a strutture sempre
più grandi, ossia le galassie, che poi si riunirono in gruppi e ammassi.
Secondo una visione opposta, la formazione delle strutture più piccole sarebbe
avvenuta per frammentazione di quelle più grandi. Formatesi per prima. Queste
enormi strutture risentivano fortemente dell’espansione dello spazio successiva al Big
Bang: la forza di gravità avrebbe agito ‘stirandole’ in una direzione e impedendo
quindi che potessero agglomerarsi in una configurazione sferica. In questa sorta di
foglio di materia si formarono così dei filamenti che con il passare del tempo si
sarebbero frammentati in entità più piccole, gli ammassi di galassie, da cui emersero
le galassie.
L’osservazione diretta delle galassie molto lontane, quindi giovani, resa possibile dallo
sviluppo di grandi telescopi terrestri e di potenti telescopi spaziali, sembra favorire la
prima interpretazione, che si basa su una formazione di tipo gerarchico, dalle strutture
più piccole a quelle più grandi. Si sono osservate infatti galassie ellittiche con
caratteristiche del tutto simili a quelle visibili nelle nostre vicinanze a una distanza che
corrisponde a un’epoca di soli 2 miliardi di anni dopo il Big Bang.
Le simulazioni effettuate al computer hanno permesso di riprodurre con grandissimo
dettaglio l’evoluzione, sotto l’azione della gravità, delle piccole fluttuazioni iniziali in
strutture che vanno dalle galassie agli ammassi e ai superammassi. Per ottenere una
struttura finale dell’Universo simile a quella determinata dalle osservazioni è stato
necessario assumere che la maggior parte della massa fosse di tipo oscuro e anche
che l’espansione dell’Universo abbia iniziato ad accelerare alcuni miliardi di anni fa,
sotto l’azione di una componente di massa-energia a pressione negativa, detta
energia oscura. Alcune fasi dell’evoluzione delle fluttuazioni di densità sono visibili
nella sequenza di figure tratte dalla Millennium simulation (o Millennium run), dove
h=H0/100 (fig. 3).
fig.3
Simulazione
cosmologica
(Millennium
simulation) che
evidenzia
l’evoluzione,
sotto l’azione
della gravità,
delle piccole
fluttuazioni
iniziali
dell’Universo in
strutture che
vanno dalle
galassie agli
ammassi e ai
superammassi
Nella sequenza di figure le zone luminose rappresentano la densità di materia.
Partendo da una struttura molto omogenea (fig. 3A, 210 milioni di anni dopo il Big
Bang), i punti massa sotto l’azione della gravità si aggregano sempre di più, fino ad
arrivare alla situazione attuale nella figura 3D (14 miliardi di anni dopo il Big Bang),
dove sono evidenti gli ammassi, i filamenti e i grandi vuoti che li separano. Le figure
3B e 3C corrispondono rispettivamente a 1 miliardo di anni e 4,7 miliardi di anni dopo
il Big Bang. Per realizzare questa simulazione si è seguita l’evoluzione di più di 10
miliardi di punti massa, disposti in un cubo di 2 miliardi di anni luce di lato.
Il Gruppo Locale e il Superammasso Locale
La nostra galassia, la Via Lattea, fa parte del Gruppo Locale, che comprende più di 70
galassie, per la maggior parte di piccole dimensioni (fig.4), occupa un volume di
Universo di circa 10 milioni di anni luce di diametro e ha una massa complessiva di
alcune migliaia di miliardi di masse solari.
fig.4 Alcune galassie del Gruppo Locale,
che comprende anche la Via Lattea
Le galassie dominanti del Gruppo Locale sono la Via Lattea e Andromeda, ambedue
spirali barrate, e forse la galassia del Triangolo, una spirale normale. Attorno alle
galassie maggiori orbitano galassie più piccole: le due Nubi di Magellano e diverse
galassie nane intorno alla Via Lattea; M33, M32, M110, NGC 147, NGC 185 e alcune
altre galassie orbitano, invece, intorno ad Andromeda. Altri membri del Gruppo Locale
sono indipendenti dalle galassie più grandi.
L’ammasso di galassie più vicino a noi è l’ammasso della Vergine (fig.5), posto a una
distanza di circa 60 milioni di anni luce.
fig.5 L’Ammasso della Vergine, il
sistema di galassie più vicino alla
Terra
Comprende approssimativamente 1300 (forse anche 2000) galassie e forma il cuore
del Superammasso Locale (fig.6), del quale fa parte anche il Gruppo Locale.
fig.6 Schema gerarchico di
contenuti e dimensioni dal
Superammasso locale alla Terra
La massa totale presente nell’ammasso della Vergine entro un raggio di 7 milioni di
anni luce è di 1,2×1015 masse solari. Questa massa è stata stimata per mezzo delle
misure della velocità con cui le galassie orbitano intorno al centro dell’ammasso. Meno
dell’1% di questa massa è visibile in forma luminosa (stelle e mezzo interstellare); il
resto è in una forma che non interagisce elettromagneticamente (materia oscura).
Molte delle galassie più brillanti, includendo l’ellittica gigante M87, furono scoperte
come nebulose verso la fine del Settecento. L’ammasso consiste nell’aggregazione di
tre sottoammassi centrati intorno a M49, M86 e M87.
La distribuzione delle galassie entro 100 milioni di anni luce da noi (Superammasso
Locale) rappresenta la sezione di Universo per la quale è stato possibile stabilire la
posizione nello spazio tridimensionale, grazie all’osservazione di stelle Cefeidi, le cui
proprietà consentono di stimarne con una certa precisione la distanza. Data la
laboriosità del metodo, non è possibile applicarlo a un grande numero di galassie, e
soprattutto non alle più lontane, perché nemmeno con il telescopio spaziale Hubble è
possibile risolvere in esse le singole stelle.