dell`allegato

CHARLES
MESSIER
25/03/2011
LE GALASSIE
Le galassie sono vasti insiemi di stelle e di materiale interstellare come polveri
e gas, tenute insieme dalla forza gravitazionale esistente proprio tra questo
stesso materiale.
Charles Messier
GALASSIE
Durante la prima settimana dedicata all’astronomo francese Charles
Messier abbiamo conosciuto la persona Messier ed abbiamo introdotto il suo
catalogo, spiegandone genesi e scopo.
Durante la seconda serata abbiamo invece visto come gli oggetti
appartenenti alla lista dell’astronomo francese, sebbene fossero all’epoca
considerati per lo più nebulae, abbiano in realtà una natura estremamente
diversificata e siano raggruppabili in categorie di corpi celesti molto
distinte, legate molto spesso al ciclo di vita stellare.
Durante la terza serata abbiamo visto invece che le stelle nascono in gruppi, chiamati ammassi
aperti, a partire da una stessa gigantesca nube che si contrae per qualche motivo.
Nell’ambito della quarta serata, invece, ci siamo concentrati sulle vere e proprie nebulose, non
mancando l’occasione per parlare di nascita e morte stellare.
Questa quinta serata del ciclo di Messier sarà dedicata invece alle galassie, alle loro tipologie
ed ai risvolti cosmologici che le galassie stesse hanno avuto nel tempo.
Iniziamo, quindi, il nostro viaggio tra le galassie, davvero tante, proseguendo sulla falsa linea
che stiamo tracciando durante questo corso: faremo quindi riferimento a nozioni teoriche che
consentiranno di apprezzare e capire sempre meglio la natura degli oggetti che poi andremo ad
osservare.
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Charles Messier
QUEI DUE MISTERI DEL CIELO
Quando Charles Messier elaborò il proprio catalogo, non ebbe molto a che pensare riguardo la
natura degli oggetti che andava ad inserire in lista. Il suo catalogo nasce per indicare oggetti
confondibili con le comete, quindi tutti gli oggetti di Messier sono accomunati essenzialmente dal
fatto di non essere comete. Era troppo presto, alla metà del Settecento, per sapere in realtà di cosa
potesse trattarsi.
Anzi, a quel tempo non si avvertiva neanche il problema delle distanze degli oggetti cosmici: tutto
ciò che si vedeva in cielo era dato più o meno alla stessa distanza. Così le stelle e così gli oggetti di
natura più diffusa. Eppure qualcosa che destava un po’ di sospetto c’era, ed era racchiuso in due
oggetti che sembravano così nettamente diversi da tutti gli altri.
Il primo di questi oggetti si
stagliava imponente nel cielo da
un orizzonte all’altro passando
per Sagittario, Scorpione e
risalendo per Cigno, Cassiopea in
estate ed Orione in inverno. Un
immenso cerchio che sembrava
avvolgere
il
nostro
cielo,
fasciandolo come un nastro, noto
fin dai tempi antichi ed indicato
con il nome Via Lattea.
Il secondo oggetto era invece una
macchiolina sfocata che, ai
telescopi, sembrava abbastanza
grande e diversa da tutte le altre.
FIGURA 1: VIA LATTEA E M31
Anche questo oggetto era già
abbastanza famoso, e Messier lo aveva indicato nel suo catalogo con il numero 31, ad indicare la
Nebula in Andromeda.
Al primo oggetto di dedicò nel 1750 l'inglese Thomas Wright nella sua opera Original Theory of
New Hypothesis of the Universe. Wright, nel suo libro, avanzò l'ipotesi che le stelle siano in realtà
disposte su una lastra di spessore finito ma immensa ed estesa in tutte le direzioni del piano. Il
sistema solare si trovava quindi in mezzo a questa lastra, ed è per questo motivo che vediamo molta
più luce osservando in direzione del piano rispetto a tutte le altre direzioni.
La nebula in Andromeda è raccontata per la prima volta in via ufficiale ufficiale nel 964 d.C. a
firma dell'astronomo persiano Abd al-Rahman al-Sufi, che la indicò come una "piccola nube". Ora,
anche nel Catalogo di Messier appariva chiaro che alcuni oggetti erano ammassi di stelle come
le Pleiadi, ma circa un terzo era rappresentato da macchie ellittiche e bianche, irrisolvibili. La più
visibile era proprio quella catalogata al numero 31.
Il primo ad ipotizzare un legame tra la Via Lattea e la Galassia di Andromeda fu Immanuel Kant,
che si basò sulla teoria di Wright e che nel suo libro del 1755, Storia generale della natura e teoria
del cielo, avanzò l'idea che questi oggetti indistinti fossero dischi stellari proprio come la nostra Via
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Lattea, molto distanti e quindi evanescenti e di forma ellittica perché posti in maniera obliqua
rispetto a noi.
L'idea prese piede nell'Ottocento, ma c'era qualche evento che turbava gli animi: ogni tanto, in
alcune di queste "nubi", si accendevano stelle che divenivano più visibili di tutta la "nube" stessa. La
reazione di fronte a questi eventi è ben spiegata da Agnes Mary Clerke, che nel 1893 scriveva: "Se
tali nebulose fossero composte di astri similari al Sole, le sfere di incomparabile ampiezza da cui la loro
debole luce veniva quasi cancellata devono essere state di una scala di grandezza tale che
l'immaginazione si rifiuta di concepirla".
Anche oggi la nostra immaginazione non riesce a concepire questi eventi, ma sappiamo che esistono
e li abbiamo chiamati esplosioni di supernovae.
HUBBLE, LEAVITT E LA SCOPERTA DELLE GALASSIE
Ogni dubbio venne fugato quando nel 1923 Edwin Hubble puntò il telescopio da 254 centimetri di
Monte Wilson in direzione di M31, riuscendo per la prima volta a risolvere le stelle che
componevano M31.
Tra le stelle osservate, alcune erano di una tipologia ben nota anche nella nostra Galassia: le
cefeidi. Fortunatamente, infatti, proprio nel decennio precedente Henrietta Swan Leavitt e Harlow
Shapley dell'Harvard College Observatory avevano scoperto l'esistenza di una relazione molto
precisa tra i periodi di variazione di luminosità di queste stelle e la loro luminosità assoluta.
FIGURA 2: RELAZIONE TRA LUMINOSITÀ E PERIODO
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Charles Messier
Edwin Hubble, a partire dalla luminosità apparente di queste stelle in Andromeda, ne stimò la
luminosità assoluta in base ai periodi di variazione e riuscì quindi a calcolarne la distanza (si tratta
di un metodo di determinazione della distanza noto come metodo delle Cefeidi o delle candele
standard). Calcolando la distanza di stelle nella galassia di Andromeda, calcolò implicitamente la
distanza del loro “contenitore”.
Edwin Hubble stimò una distanza di 900.000 anni luce, dieci volte maggiore rispetto agli oggetti più
distanti allora conosciuti. L'universo, con questa scoperta, raggiunse dimensioni prima inimmaginabili.
Affinamenti al metodo delle cefeidi hanno portato il calcolo a 2,5 milioni di anni luce di distanza, ma
già con 900.000 il concetto era chiaro: l'universo era pieno di galassie come la nostra, ovunque, ed
a distanze immense.
GALASSIE IN FUGA
Per Hubble questo non fu ancora sufficiente. L’astronomo iniziò quindi a studiare lo spettro di queste
stelle, anche se una precisazione è d’obbligo: molti riferiscono ad Hubble la scoperta anche se il
nome di Willem de Sitter è legato in maniera molto forte alla stessa scoperta. Fu lui nel 1916 a
risolvere le equazioni di Einstein tenendo conto della costante cosmologica e giungendo ad un
universo statico. Da questi lavori, Georges Lamaitre riuscì a calcolare l'errore commesso prevedendo
che un universo statico secondo la relatività non era in realtà possibile: o era in contrazione oppure
in espansione. Si giunse così ai lavori di Vesto Slipher, il primo a misurare la velocità delle galassie
vicine a partire dagli spettri stellari. Il nome più famoso è comunque quello di Hubble, che oltre alla
velocità riuscì a calcolare anche le distanze delle galassie vicine.
FIGURA 3: REDSHIFT GALATTICI ED ESPANSIONE
Ancor prima di capire la distanza
di questi oggetti, tra il 1919 ed il
1920,
l'astronomo Vesto
Slipher del
Lowell
Observatory scoprì
scostamenti
delle righe spettrali rispetto alle
righe tipiche di spettri atomici noti
ed ottenuti in laboratorio o da
stelle vicine. Slipher ricondusse il
tutto, giustamente, all'effetto
Doppler ad indicare che queste
"nebulose" si avvicinavano o si
allontanavano da noi. Ad
esempio, la "nebulosa" in
Andromeda si avvicinava a 300
km/s mentre le "nebulose" nella
Vergine si allontanavano a 1.000
km/s.
Si ipotizzò che questi spostamenti fossero legati al moto del Sistema Solare all'interno della Via
Lattea, ma ben presto la scoperta di scostamenti sempre maggiori rese evidente che, ad eccezione
delle galassie più vicine come M31, le altre si stanno tutte allontanando da noi.
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Si giunse così al 1929, quando ancora Edwin Hubble rese pubblici i dati relativi a 19 galassie: ne
stimò la distanza in base alla luminosità apparente delle stelle cefeidi più brillanti e confrontò le
distanze così ottenute con l'effetto Doppler delle galassie intere. Hubble giunse così a tracciare una
relazione pressoché lineare fra velocità e distanza: più le galassie erano distanti e più velocemente
si allontanavano da noi. La Legge è spiegata da Hubble nel libro The Realm of the Nebulae, scritto
nel 1936.
In realtà c'è da chiedersi come abbia fatto a trarre questa conclusione dalle galassie studiate, visto
che facevano tutte parte dell'Ammasso della Vergine e sono quindi tutte abbastanza vicine. Si
ritiene che Hubble sapesse già il risultato dello studio.
ORIGINE DELLE GALASSIE E BIG BANG
Perché è importante la scoperta della recessione delle galassie? Dal punto di vista cosmologico è
fondamentale, quindi perdoniamoci una piccola digressione. Se ci troviamo in uno spazio e vediamo
che tutti gli oggetti tendono ad allontanarsi da noi, siamo propensi a pensare che ci troviamo al
centro di questo spazio. E questo, nel 1929, era un po’ troppo presuntuoso: l’universo, con le nuove
scoperte, aveva raggiunto dimensioni per noi prima inimmaginabili, quindi per quale motivo il nostro
sistema solare dovrebbe trovarsi proprio al centro di questa vastità? Cosa avevamo noi di così
speciale per essere al centro di questo universo immenso? Uno dei principi cardine della cosmologia
è il principio cosmologico, per il quale dobbiamo affrontare le tematiche con la convinzione di non
aver nulla di speciale: il nostro pianeta è uno tra tanti, la nostra galassia e una tra tante e viviamo
in uno dei tantissimi punti dell’universo, tutti più o meno uguali tra loro.
Detto questo, appare più facile
vedere questa espansione sotto
un altro punto di vista, e per
aiutarci possiamo pensare a
qualcosa di più familiare come un
palloncino, ad esempio. Se
prendiamo un palloncino sgonfio,
disegniamo dei puntini sulla sua
superficie e poi procediamo a
gonfiarlo, notiamo che ciascun
puntino si distanzia da ciascun
altro. Non per questo ci sono
puntini, tra quelli, che possono
sostenere di trovarsi al centro di
questa
espansione:
se
ci
trovassimo su uno qualunque di
quei puntini, vedremmo ogni altro
FIGURA 4: ESPANSIONE E CONTRAZIONE DELL'UNIVERSO
puntino allontanarsi da noi e
questo varrebbe anche se ci spostassimo su qualsiasi altro puntino. Per l’espansione dell’universo si
ha la stessa dinamica: se ci trovassimo su un’altra galassia e non sulla Via Lattea continueremmo a
vedere tutte le altre galassie allontanarsi da noi.
Prendiamo ora un telecomando cosmico e facciamo tornare questa espansione indietro nel tempo
vedendo cosa accade: ciò che andando avanti nel tempo si allontana, tornando indietro nel tempo si
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avvicina quindi a questo punto è facile risalire ad un tempo in cui tutta la materia che oggi vediamo
si trovava in un solo punto dal quale ha iniziato ad espandersi. Una trattazione su tutto quel che
comporta questa affermazione esula lo scopo di questa lezione, quindi rimandiamo il tutto ad una
opportuna sede, ma ai nostri fini qualcosa dobbiamo ancora dirla.
Se accettiamo il concetto per il quale tutta la materia che oggi vediamo era addensata in un unico
punto o comunque in uno spazio infinitesimamente piccolo, stiamo avallando la teoria per la quale in
quella regione di spazio densità e temperatura si trovavano a livelli per noi inconcepibili, ma
soprattutto a livelli in cui neanche le forme di materia più semplici come gli atomi potevano trovarsi
uniti. Esisteva, quindi, un miscuglio di particelle subatomiche, il cosiddetto brodo primordiale.
Oggi, invece, vediamo strutture gigantesche che chiamiamo galassie e che accolgono quantità
incredibili di gas, polveri e stelle. Come si sono formate, allora, queste strutture?
Dell'inizio non si sa
nulla: le prime ipotesi
che possiamo fare
partono da un tempo
in cui l’universo aveva
un decimilionesimo di
miliardesimo
di
miliardesimo
di
miliardesimo
di
secondo
di
vita.
Questo lasso di tempo
è detto Era di Planck:
in questo momento,
l'universo
era
di
dimensioni
infinitesimali, con un
diametro pari ad un
milione di miliardi più
piccolo rispetto al
FIGURA 5: ASIMMETRIA MATERIA-ANTIMATERIA
diametro di un atomo
di idrogeno. A fronte di
questa misura, si trattava di un corpo estremamente caldo e denso. La temperatura si aggirava
intorno ai 1032 Kelvin. A quel tempo, l'universo aveva una struttura spugnosa, simile ad una schiuma
ed al suo interno le quattro forze che lo regolano (gravità, elettromagnetismo e interazioni nucleari
forte e debole) erano unificate. Al termine dell'era di Planck, la gravità si separò dalle altre forze
ed iniziò a vivere secondo le leggi che attualmente conosciamo. Poco più tardi anche le altre forze si
disunirono, fino ad arrivare ad un tempo indicato in 10-6 secondi durante il quale si creò, per
qualche motivo, una asimmetria tra materia ed antimateria. Fino ad allora, materia ed antimateria
si formavano allo stesso tasso. Se le due quantità fossero state sempre uguali, la materia si sarebbe
sempre annichilita con l’antimateria, scomparendo, mentre è proprio questa eccedenza di materia
sull’antimateria che ha reso possibile la creazione di strutture che si sono evolute poi in quelle che
vediamo ora. Ovviamente, all'epoca, l'asimmetria era minuscola, pari a circa una parte su un
miliardo.
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Dopo un milionesimo di secondo, la temperatura scese sotto i mille miliardi di gradi Kelvin: i quark
riuscirono quindi non solo a sopravvivere senza essere cotti nel brodo, ma anche a trovarsi un
compagno per dar vita a particelle più pesanti chiamate adroni, dal cui nome si deve quello di era
adronica che indica proprio questo momento. Le asimmetrie esistenti passarono quindi a particelle
più grandi con notevoli conseguenze: la temperatura più bassa implicava impossibilità di dar vita
alla creazione spontanea di particelle-antiparticelle, che quindi andò sempre più diminuendo. Ogni
miliardo di annichilazioni tra materia ed antimateria lasciava un miliardo di fotoni ed un solo adrone
(eccesso di materia su antimateria), che un giorno darà luogo alle galassie che vediamo. La materia,
in pratica, era stata già quasi tutta creata: ora si trattava soltanto di unirla!
Dopo tre minuti, la temparatura era di 1 miliardo di gradi, che è la temperatura vigente all'interno
delle stelle più calde: protoni e neutroni iniziano a combinarsi per dar vita a nuclei di atomi di
deuterio, contenenti un protone ed un neutrone. Questo processo è noto come nucleosintesi
primordiale e diede vita ai primi nuclei di elio, litio e berillio. La temperatura era ancora tanto alta
da consentire agli elettroni di girare liberamente per lo spazio urtando continuamente i fotoni.
I neutroni rimanenti decaddero in protoni, formando il nucleo degli atomi di idrogeno. Chi pensò
questo sistema teorico, si sbilanciò sostenendo che la radiazione (espressa come fotoni) di questa
espansione avrebbe dovuto esistere ancora oggi, con una temperatura di poco superiore allo zero
assoluto. Nel 1965 questa radiazione fu in effetti riscontrata nella Radiazione Cosmica di Fondo.
Dopo poche ore, la produzione di elio e degli altri elementi si arrestò e tutto continuò ad espandersi
così, senza note di spicco.
FIGURA 6: UNIVERSO DOPO 380.000 ANNI
Dopo centinaia di migliaia di anni,
per la precisione dopo 380.000
anni, la temperatura notevolmente
più bassa (300K più o meno)
consentì ai nuclei di catturare gli
elettroni divenuti più lenti a causa
della temperatura più bassa,
formando i primi atomi di
idrogeno, elio e litio. I fotoni,
infatti, non avevano più energia
per cacciare gli elettroni. Con
questo raggruppamento in strutture
più complesse come gli atomi, il
numero di elettroni liberi scese
notevolmente quindi i fotoni erano
liberi di muoversi senza urtarli
continuamente. La conseguenza è
che l'universo divenne trasparente
alla luce (era stellare) e sono
proprio i fotoni rimasti liberi allora
che possiamo vedere oggi
nella Radiazione
Cosmica
di
Fondo.
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Fino ad allora, cercando di guardare l'universo avremmo soltanto visto una sorta di nebbia luminosa
perché ogni fotone diretto ai nostri occhi avrebbe sbattuto su un elettrone cambiando di
conseguenza direzione. A 3000 K, i fotoni non avevano più energia per rompere gli atomi appena
creati e questo determinò la persistenza degli atomi creati. Diminuirono gli elettroni liberi, quindi i
fotoni trovarono meno oggetti sui quali andare a sbattere e furono in grado di affacciarsi allo
spazio. I fasci di fotoni in uscita crearono una sorta di guscio intorno all'universo in espansione,
definito superficie dell'ultimo scattering. L'espansione dell'universo ha continuato a fare in modo che i
fotoni – viaggiando - continuassero a perdere energia, fino ai 2,73 gradi di oggi. Ed infatti oggi,
guardando nell’universo con occhi sensibili alle microonde, osserviamo proprio l’eco di questa
primordiale radiazione sottoforma di Cosmic Background Microwave Radiation.
FIGURA 7: RADIAZIONE COSMICA DI FONDO
L'universo è creato, e l'asimmetria, testimoniata dai cambi di colore evidenziati nell’immagine a
microonde, farà il resto d'ora in poi seguendo le leggi della Relatività. Le zone che presentavano le
eccedenze di materia hanno iniziato ad attrarre altra materia dal momento che una massa, seppur
piccola, possiede sempre un campo gravitazionale in grado di influenzare le zone circostanti. E’ così
che da piccoli aggregati di particelle poco più che atomiche si è passati, per aggregazione
successiva, alle attuali strutture che vediamo ora, alle galassie. A fronte di una espansione
velocissima dell’universo, questi aggregati di materia hanno rallentato gli altri atomi nelle zone
adiacenti, facendoli anche tornare indietro dando vita a strutture in rotazione. Più le zone si
contraevano e più la rotazione diventava forte, esattamente come una ballerina su ghiaccio ruota
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più velocemente nel momento in cui stringe le braccia al corpo. In queste zone il movimento rotatorio
dovrebbe aver dato origine alle galassie a spirale.
Il materiale spiraleggiante si è inizialmente compresso al centro delle strutture in formazione,
portando ad immense quantità racchiuse in uno spazio limitato, in grado di attrarre qualsiasi cosa,
compresa la luce. Si ritiene, infatti, che ogni galassia possieda al suo interno un buco nero
supermassiccio oltre ad una notevole quantità di materia oscura. La prova di questa materia nasce
da dati empirici: le stelle poste sui bracci galattici e comunque negli strati più esterni delle galassie
si muovono troppo velocemente rispetto a quanto dovrebbe essere consentito dalla quantità di
materia visibile.
FIGURA 8: HUBBLE DEEP FIELD
All'interno delle galassie, i gas di elio ed idrogeno andarono a creare nubi minori che, a causa della
loro stessa gravità, iniziarono a collassare. Un gas che collassa aumenta di temperatura (data
dall'aumentare delle collisioni degli atomi di cui il gas si compone) fino a quando, raggiunta una
certa densità ed una certa temperatura, inizia un processo di fusione nucleare degli atomi di
idrogeno in atomi di elio: la fusione oppone al collasso una forza esplosiva che permette ai gas di
arrestare il collasso stesso e di trovare un equilibrio tra le due forze (una che preme verso l'interno e
l'altra che spinge verso l'esterno): nascono così le prime stelle. Le stelle più grandi, finita la scorta di
idrogeno, iniziarono a contrarsi per il termine della fusione nucleare ma aumentando la temperatura
(dovuta sempre al collasso della stella) si rese possibile la fusione dell'elio in carbonio e poi in
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ossigeno.
La vita della stella che termina con una esplosione (supernova) fornisce all'universo materiali pesanti
in una nube di gas. Da queste nubi sono nati stelle e sistemi planetari come il nostro.
CLASSIFICAZIONE DELLE GALASSIE: FORMA ED ATTIVITA’ DEL NUCLEO
Edwin Hubble deve molto alle galassie e le studiò a fondo, tanto che anche oggi facciamo
riferimento alla sua classificazione, sebbene rivista, per catalogarle.
Infatti, a parte la classificazione in base alla massa che distingue tra
galassie nane e galassie giganti, ed alla classificazione in base al numero di stelle, per la quale si
distinguono le early-type (a basso contenuto di stelle, circa un centinaio di milioni) dalle late-type (con
un numero di stelle più elevato, anche un migliaio di miliardi), la classificazione più famosa discrimina
in base alla morfologia, quindi alla forma.
La prima classificazione delle galassie in base alla forma viene effettuata da Hubble nel 1936
all'interno della sua opera The Realm of the Nebulae. Elaborò una sorta di diapason sul quale
distribuì le forme riconosciute. Sull'impugnatura furono posizionate le galassie ellittiche, dalle più
tonde alle più affusolate, mentre sui due bracci del diapason furono poste le galassie a spirale,
dalle più strette alle più larghe, e le galassie a spirale sbarrate, di nuvo dalle più strette alle più
larghe.
FIGURA 9: CLASSIFICAZIONE DI HUBBLE
Hubble sbagliò ipotizzando che le galassie nascono ellittiche e tonde per poi schiacciarsi e
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diventare, nel corso del tempo, a spirale. Prima belle spirali chiuse e poi sempre più aperte. Oggi
sappiamo, o ipotizziamo, che le galassie nascono a spirale e che scontrandosi danno vita a galassie
ellittiche giganti.
Sbagliato, si diceva, perché le stelle più vecchie di tutte le galassie hanno più o meno la stessa età,
quindi tutte le galassie sono nate più o meno nella stessa epoca cosmica. Inoltre, nella classificazione
di Hubble, mancano del tutto le galassie irregolari che invece sono presenti nel nostro universo.
Ognuna delle tipologie di galassie lascia intravedere proprie caratteristiche. Spirali, ellittiche ed
irregolari contengono il 99% delle galassie conosciute.
L'evoluzione del modello a diapason di Hubble a portato all'attuale classificazione galattica.
FIGURA 10: TIPOLOGIE DI GALASSIE
GALASSIE A SPIRALE: La struttura si caratterizza di un disco piatto e sottile che ospita la maggior
parte delle stelle, con bracci a spirale che avvolgono una zona luminosa detta bulge.
Rappresentano all'incirca il 60% delle galassie conosciute e contengono prevalentemente stelle
giovani di popolazione I (più recenti e caratterizzate da metalli) lungo i bracci del disco, dove c'è
una intensa attività di generazione stellare. Le stelle più anziane di popolazione II, invece, si trovano
prevalentemente nel nucleo e nello strato più esterno (alone).
Le galassie a spirale possono avere o non avere una sbarra che attraversa il nucleo e dalle cui
estremità nascono i bracci della galassia. In tal caso la galassia si dice spirale barrata e si indica
con SB. Se questa caratteristica non è presente, la galassia è semplicemente a spirale e si indica
soltanto con S. Tutti e due i tipi di galassie a spirale si caratterizzano poi per l'ampiezza dei bracci
rispetto al nucleo. In tal caso se i bracci sono stretti intorno al nucleo le galassie sono di tipo a. Se i
bracci sono molto distanti dal centro le galassie si indicano con c. La via di mezzo è data dalle
galassie di tipo b. Quindi si hanno galassie Sa, Sb ed Sc e galassie di tipo SBa, SBb ed SBc.
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GALASSIE ELLITTICHE: Le galassie di questa categoria sono caratterizzate da una simmetria nella
distribuzione interna delle stelle. Una sub-classificazione prevede l'assegnazione di sottoclassi da 0
a 7 in base alla forma apparente: le E0 hanno forma quasi sferica, le E7 hanno forma quasi a
sigaro. Da 0 a 7, evidentemente, aumenta l'ellitticità della galassia, proprio come accade
muovendosi lungo l'impugnatura del diapason di Hubble.
In realtà la forma dipende dal nostro punto di osservazione: magari vediamo una galassia tonda
soltanto perché la osserviamo in laterale dalla punta, che invece si allunga verso la direzione
opposta a noi. Una caratteristica di queste galassie è l'assenza di mezzo interstellare: le galassie
ellittiche sono composte da stelle anziane, soprattutto giganti rosse che spesso fanno assumere un
colore rossiccio anche alla stessa galassia. Non c'è più formazione di nuove stelle proprio perché
mancano sia le nubi di gas sia la polvere interstellare. Le più grandi galassie ellittiche contengono
centinaia di miliardi di stelle in diametri che raggiungono i 100 mila anni luce.
Rappresentano circa il 13% della popolazione galattica dell'universo.
GALASSIE IRREGOLARI: Le galassie irregolari, che rappresentano circa il 3% delle
galassie conosciute, sono ricche di materia interstellare, presente in quantità maggiore rispetto a
quella delle spirali, e non hanno nessuno dei componenti delle galassie classiche, quali nucleo, bracci,
disco. Proprio la ricchezza di mezzo interstellare le rende una nursery stellare di assoluto valore. Il
movimento dei corpi interni alla galassia è del tutto caotico. Spesso la loro massa è piccola e si
comportano come satelliti di galassie più grandi. Le stelle appartenenti alle galassie irregolari sono
spesso molto giovani. Due galassie irregolari sono proprio quelle che fino a pochissimo tempo fa
erano considerate satelliti della nostra Galassia: la Piccola e la Grande Nube di Magellano.
Dotate di un bulge luminoso poco schiacciato e di un disco relativamente piccolo, le galassie
lenticolari, introdotte da Hubble nel 1936, si presentano come due lenti convesse sovrapposte,
sbarrate (SBO) o normali (SB). Si tratta del 22% circa della popolazione galattica.
Esistono infine galassie particolari, dovute ad esempio ad esplosioni come M82 oppure
caratterizzate da una forma ad anello.
GALASSIE DI ARP: Si è detto che il 99% delle galassie note è ellittica, irregolare o una spirale.
Manca un 1% che comunque, con miliardi di galassie, è sempre un bel numero in termini assoluti.
Un astronomo americano, Halton Arp, sfruttò un telescopio di 5 metri per elaborare il suo Atlas of
Peculiar Galaxies, nel 1966, che elenca una serie di galassie talmente strane che anche il termine
irregolare gli stava stretto. In realtà, molte delle galassie che Arp descrisse come strane
sono galassie rientranti nelle prime tre categorie caratterizzate dal fatto che sono in collisione.
Alcune sono in interazione, altre si sono scontrate da un po' di tempo, altre ancora si sono strusciate.
Le forze di marea che si generano in simili collisioni, note anche come merging, riescono a dilaniare
le galassie che entrano in contatto. Anche le sbarre presenti in alcune galassie a spirale possono
essere dei fenomeni temporanei, destinati a sparire in poche centinaia di milioni di anni.
Altra distinzione si ha tra le galassie il cui buco nero centrale è in stato di quiete e quelle in cui
invece è attivo: si parla proprio di Active Galactic Nuclei ad indicare queste ultime galassie, alcuni
esempi delle quali sono i quasar ed i blazar.
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LE GALASSIE DI MESSIER
M31 – Galassia di Andromeda
FIGURA 11: M31 IN ANDROMEDA
La galassia M31 è sicuramente l'attrazione
maggiore del cielo di Andromeda. Nota fin
dai tempi antichi, già nel 964 se ne
riportava una descrizione di 'Piccola Nube'.
Le prime osservazioni telescopiche, del 1612
ad opera di Simon Marius, parlavano di
'nube irregolare' ma qualcosa non
quadrava, tanto che Lord Rosse, nel 1845,
avanzò l'ipotesi che M31 potesse essere
risolta in stelle anche perché, secondo i
calcoli di sir William Huggins, lo spettro di
M31 era molto diverso da quello di nebulose
come M42 in Orione.
Tramite lo studio delle Cefeidi trovate all'interno di M31, Edward Hubble stimò la distanza della
'nube' in 900 mila anni luce, decisamente troppi per essere un oggetto della nostra Galassia. In
seguito la stima fu corretta in 2.200.000 anni luce, dopo una correzione sui dati delle Cefeidi.
M31 è un oggetto debole come tutte le galassie, ma è anche l'oggetto più distante che il nostro
occhio riesce a vedere, nelle notti buie e limpide, senza ausilio di strumenti ottici. In tali circostanze
appare come una nebulosità indistinta, ma la visione attraverso binocoli e telescopi diventa molto
più interessante.
Si tratta di una spirale di tipo Sb, quindi come la nostra sebbene la sua massa sia almeno una volta
e mezza quella della nostra Galassia (il diametro dovrebbe arrivare a 180.000 anni luce contro i
nostri 100.000) e contenga molte più stelle dei nostri cento miliardi (dovrebbero essere almeno 400
miliardi).
La sua posizione, purtroppo, è poco inclinata verso di noi quindi non possiamo apprezzarne la forma
a spirale e ne perdiamo la grande bellezza. E' vista di tre quarti rispetto al nostro piano di
osservazione, ma oggi sappiamo che la sua struttura è molto complessa e che rappresenta la
galassia più grande del Gruppo Locale, del quale fa parte anche la Via Lattea.
Al suo contorno ci sono più di 300 ammassi globulari e, per quanto fioca, è anche una
radiosorgente. Il suo nucleo, largo 12 mila anni luce, ricorda una galassia ellittica ed infatti recenti
studi dimostrano come M 31, in passato, inghiottì proprio una galassia ellittica, come si intuisce anche
dall'inclinazione del nucleo rispetto all'asse della spirale. E’ accompagnata da due galassie satellite:
M32 e M110.
Il nucleo è composto da stelle rosse e gialle molto vecchie, in numero di 50-60 per anno luce cubo
che rappresenta una densità davvero molto elevata. Da questo partono i bracci della spirale.
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Charles Messier
Walter Baade ne identificò almeno sette, ricchi di stelle giganti azzurre, ammassi galattici e nebulose
oscure.
Il nucleo ruota in 11 milioni di anni, mentre le parti esterne hanno periodi di rivoluzione compresi tra
i 90 ed i 200 milioni di anni.
In media, ogni anno appaiono una trentina di novae con magnitudini comprese tra la 15 e la 19. La
più famosa è la S Andromedae del 1885, che il 20 agosto raggiunse magnitudine 6 tanto da essere
visibile ad occhio nudo prima di scendere, in pochi mesi, a magnitudine 15. Fu la prima nova
extragalattica mai scoperta, anche se ancora non si conosceva la natura extragalattica di M 31, che
soltanto nel 1924, con Hubble, fu ben individuata.
Oltre alle famose galassie satellite, già citate, altre due galassie minori sono considerate satelliti di
M 31: si tratta delle piccole galassie irregolari NGC 185 e NGC 147, il cui diametro non dovrebbe
superare i 3-4 mila anni luce.
M32 in Andromeda
Galassia ellittica scoperta il 29 ottobre del
1749 da Le Gentil nella costellazione di
Andromeda e rivista nel 1757 da Messier che
l'ha introdotta nel suo catalogo.
Si tratta di una galassia satellite della più
grande M31 (insieme a M110), sempre in
Andromeda, quindi è membro a sua volta del
Gruppo Locale di galassie insieme alla nostra
Via Lattea.
Si tratta di una galassia nana, con una massa
pari a circa 3 miliardi di masse solari e con un
diametro di circa 8.000 anni luce.
La sua forma è ellittica, di tipo E2, e presenta un nucleo di circa 100 milioni di masse solari,
composto da 5000 stelle per parsec cubico in rotazione intorno a quello che si ritiene essere un buco
nero.
All'osservazione appare come una macchia di luce, con un nucleo brillante. E’ in avvicinamento
proprio come M31, alla velocità di 205 km/s.
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Charles Messier
M33 in Triangolo
Nota come Galassia Triangolo, posta nella
omonima costellazione, è una delle tre galassie
maggiori del Gruppo Locale insieme alla nostra e
a M31 in Andromeda, sebbene con un diametro di
circa 60.000 anni luce è nettamente più piccola
delle altre due.
Galassia a spirale di tipo SA(s)cd, distante circa 3
milioni di anni luce, è la seconda galassia più
grande in termini di vicinanza. In realtà si tratta di
un tipico esempio di galassia spirale a fiocchi, dati
dalle numerose strutture tondeggianti che ne
caratterizzano i bracci. Queste strutture sono date
da addensamenti di gas e polveri.
Scoperta nel 1654 da Giovanni Battista Hodierna,
fu riscoperta poi da Charles Messier nel 1764. Al
suo interno si cela un buco nero di 15,7 masse
solari, scoperto nel 2007, che forma un sistema binario insieme ad una compagna che eclissa ogni
3,5 giorni.
FIGURA 12: GALASSIA A SPIRALE M33
M49 in Vergine
M 49 è una galassia presente nella costellazione
della Vergine, scoperta da Messier nel 1771.
Si tratta di una delle più grandi galassie
dell'Ammasso della Vergine e si mostra come una
macchia di luce di 5' di diametro quasi rotonda, senza
strutture se non vista con strumentazioni molto potenti.
E' una galassia molto grande per essere ellittica, con
massa 5 volte maggiore rispetto alla nostra Via
Lattea.
E' anche tra le più brillanti, con magnitudine 8,6. La
sua estensione angolare, per la distanza che ha di circa
12 MParsec, corrisponde ad un asse maggiore di circa 160.000 anni luce.
FIGURA 13: M49 NELLA VERGINE
Splende di luce giallognola, dovuta alla mancanza quasi totale di giganti azzurre tra le sue stelle
componenti.
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M51 – Galassia Vortice nei Cani da Caccia
La galassia Vortice occupa lo spazio a Nord
della costellazione di Canes Venatici, ed è
anche nota come M51 secondo il catalogo di
Messier.
Si tratta, infatti, di una doppia galassia a
spirale scoperta direttamente da Messier nel
1773. Classificata come SA(s)bc pec, ha una
distanza di circa 31 milioni di chilometri ed
una velocità di allontanamento di 463 km/s.
La sua forma la rende molto attraente per
gli osservatori notturni: una doppia spirale
con due luminosi nuclei separati e con le
FIGURA 14: M51 NEI CANI DA CACCIA
rispettive spirali che si congiungono.
Visibile con cieli totalmente bui o quasi, Vortice si trova facilmente a partire dalla costellazione
dell’Orsa Maggiore, dal momento che si trova di poco a Sud Ovest rispetto alla stella più ad Est del
Grande Carro. La galassia Vortice brilla quanto 15.300.000.000 di Soli. Molti sostengono che sia
visibile anche con un binocolo, ma di certo il compito è facilitato da un telescopio. Per vederne la
spirale occorre una apertura di almeno 30 centimetri. Proprio M51 fu la prima galassia della quale
si sono visti i bracci della spirale: fu Lord Rosse nel 1845 ad osservarla ed a nominarla Vortice.
A differenza di Andromeda, infatti, questa galassia si presenta 'di faccia' all'osservatore terrestre
ed è tra gli obiettivi preferiti dell'astrofotografia. La galassia satellite, unita ad M51, è NGC5195.
M58 nella Vergine
M58 è una galassia a spirale barrata, nella
costellazione della Vergine, scoperta da Messier nel
1779.
E' tra le galassie più brillanti dell'ammasso della
Vergine, nonostante la sua lontananza. Piccoli
telescopi ne mostrano soltanto il brillante nucleo, non
riuscendo quindi a distinguerla dalle ellittiche
dell'ammasso galattico, ma condizioni favorevoli ed
aperture più generose, superiori ai 15 centimetri,
mostrano un alone irregolare dato dalle braccia
della spirale. La barra centrale può essere osservata
FIGURA 15: M58 NELLA VERGINE
tramite
aperture
di
almeno
200
mm.
La galassia ha ospitato due supernovae: la 1988A, di tipo II, e la 1989M, di tipo Ia. Si trova ad
una distanza di 23 MPc, con una velocità di allontanamento di 1521 Km/s. La classificazione è Sb.
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M59 e M60 nella Vergine
M59 è una galassia ellittica nella
costellazione della Vergine, scoperta da
Koehler nel 1779. Messier la scoprì
indipendentemente quattro giorni dopo. Tutti
e due gli astronomi stavano studiando la
cometa dell'anno quando si imbatterono in
questa galassia.
E' facilmente visibile con strumenti di 100 mm.
E' un membro dell'ammasso della Vergine, e
tra le ellittiche è tra le più grandi anche se
meno luminosa e meno massiccia (circa 250
FIGURA 16: M59 E M60 NELLA VERGINE
miliardi di masse solari, comunque maggiore
rispetto a quella della Via Lattea) di altre.
Ha ospitato una supernova nel 1939. Il diametro della galassia è di circa 24.000 anni luce, quindi
risulta molto piccola in estensione rispetto alla nostra Galassia. La sua densità è tuttavia molto più
elevata. Si trova ad una distanza di 18 MPc ed è classificata come E3. La velocità di
allontanamento è di circa 430 km/s.
M60 è stata scoperta nel 1779 da Koehler nella costellazione della Vergine (e indipendentemente
vista da Messier quattro giorni dopo). E’ una galassia ellittica gigante, posta al centro dell'ammasso
della Vergine.
La galassia è caratterizzata da una compagna, NGC 4647, visibile in strumenti di 100 mm di
apertura. A bassi ingrandimenti, tra l'altro, è possibile vedere M60 nello stesso campo di M59,
distanziate da 25' in direzione Est. La massa di M60 è paragonabile a quella di M49, della quale è
appena inferiore come dimensioni. A circa 60 milioni di anni luce da noi, il suo diametro dovrebbe
essere di circa 120.000 anni luce. Tipologia E, si allontana a 1114 km/s.
M61 NELLA VERGINE
M 61 è una galassia a spirale scoperta da Barnaba
Oriani nel 1779 e indipendentemente da Messier sei notti
più tardi. In realtà, Messier vide M61 lo stesso giorni di
Oriani ma la scambiò per la cometa che tutti e due gli
astronomi stavano cercando.
In uno strumento di 150 mm di apertura, anche la barra
centrale della spirale si renderà visibile. Un telescopio più
largo mostrerà molti dettagli e la irregolare brillantezza
FIGURA 17: M61 NELLA VERGINE
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dei bracci della galassia.
La posizione di M61 è decentrata rispetto all'ammasso della Vergine, in direzione Sud-SudEst. Si
presenta di piatto, quindi è ideale per l'osservazione dell'intera struttura che presenta bracci
abbastanza irregolari.
I suoi 6' di apparenza corrispondono, data la distanza di 16 MPc, a circa 100.000 anni luce di
diametro. La tipologia è Sc e si allontana da noi alla velocità di 1569 km/s.
Finora, M61 ha ospitato tre supernovae: 1926A, 1961I e 1964F.
M 63 nei Cani da Caccia
M 63 è una galassia scoperta nella costellazione
dei Cani da Caccia da Pierre Mechain nel 1779.
La sua forma è veramente peculiare, e proprio per
questa forma la galassia è nota come 'Sunflower
Galaxy' (girasole) e fornisce una visione
spettacolare all'interno di strumenti di 250mm di
diametro. E' abbastanza brillante, però, da essere
visibile anche in telescopi molto più piccoli.
FIGURA 18: M63 NEI CANI DA CACCIA
Si trova a metà strada tra Cor Caroli, la stella alfa
della costellazione dei Cani da Caccia, ed M51.
Nelle spirali ci sono nubi stellari e grandi bande di polvere. M 63 potrebbe appartenere ad un
gruppo galattico insieme a M51 e ad altre galassie minori. Di tipologia Sb, si trova a 9,2 MPc e si
allontana a circa 580 km/s.
M64 – Galassia Occhio Nero nella Chioma di Berenice
Galassia a spirale posta nella costellazione della Chioma di
Berenice, deve il suo nomignolo di Occhio Nero al fatto di
presentare un nucleo molto brillante avvolto in uno strato di
bande scure.
Distante 24 milioni di anni luce e classificata come spirale SA, la
galassia è stata scoperta da Pigott e Bode nel 1779 e si
allontana da noi a circa 400 km/s.
Charles Messier osserva questa galassia nel marzo del 1780,
descrivendola come una nebulosa la cui luminosità è due volte
inferiore di quella di M53. La caratteristica più importante di
questa galassia è dovuta al fatto che gli strati più esterni ruotano
FIGURA 19: M64 NELLA CHIOMA DI BERENICE
in direzione contraria rispetto a quelli più interni, il che è
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spiegabile con una antica collisione con una galassia minore della quale ormai non resta nulla. Lo
sfregamento dei gas ha dato vita ad un tasso di formazione stellare elevatissimo.
M65 nel Leone
Anche nota con le catalogazioni di
NGC 3623, UGC 6328 e PGC 34612,
la galassia numero 65 del catalogo di
Charles Messier è descritta da Messier
stesso come una nebulosa molto debole
e senza stelle. La scoperta di questa
galassia tuttavia è ad opera di Pierre
Méchain nel 1780, e fu poi osservata
di nuovo da William Herschel, che la
descrisse come una nube brillante la cui
luce si dissolve rapidamente nelle zone
periferiche. M 65 è una galassia a
spirale nella costellazione del Leone.
Insieme alle galassie prospetticamente
vicine M66 e NGC 3628 forma un
terzetto ben osservabile. E' posizionata quasi precisamente tra le stelle Teta Leonis e Denebola e
risulta un oggetto al limite binoculare, quindi le migliori osservazioni si basano su telescopi di almeno
150 mm di diametro. Una apertura di 300 mm riesce a mostrare un fuso argentato, orientato da
nord a sud, screziato da una banda scura di polveri proprio a tagliare l'alone. La sua declinazione
rende la galassia osservabile da ogni luogo abitato della Terra, anche se le migliori osservazioni
sono quelle effettuate dall'emisfero boreale nella stagione primaverile.
FIGURA 20: M65 NEL LEONE
La distanza della galassia è stimata in 22 milioni di anni luce, con un diametro di circa 70.000 anni
luce ed una massa pari a circa 85 miliardi di masse solari. Appartiene alla categoria di spirali Sa,
sebbene sia vista abbastanza di taglio dalla nostra posizione.
Insieme a M66 e NGC 3628, M 65 fa parte del gruppo galattico noto come Tripletto del Leone: le
componenti interagiscono molto tra di loro e sono spesso collegate da ponti di idrogeno, segni di
collisioni o passaggi radenti avvenuti in epoche astronomicamente recenti. Il redshift è di 800 km/s.
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M66 nel Leone
M66 (catalogata anche come NGC 3627, UGC
6346, PGC 34695, Arp 16) è una galassia
scoperta da Pierre Méchain nel 1780, riosservata
da William Herschel ed inserita da Charles
Messier nel suo catalogo al numero 66. Fu
storicamente descritta come una spirale con un
nucleo stellare ben definito e 14 condensazioni
stellari, ma anche come una nebulosa debole e
senza stelle.
Galassia
FIGURA 21: M66 NEL LEONE
a
spirale
di
tipo
SAB
della
costellazione del Leone, a formare un tripletto di
galassie ben visibile, noto come Tripletto del
Leone, insieme a M65 e NGC 3628.
Si localizza abbastanza facilmente sulla linea che congiunge Denebola con Teta Leonis. Al limite
della visibilità in un binocolo 10x50, come le sue sorelle, l'apertura consigliata di base è quella di un
telescopio da 150 mm. Tracce dei bracci della spirale si osservano già in strumenti da 300 mm: i
bracci sono orientati in senso antiorario mentre a Nord Ovest della galassia spicca una stella di
magnitudine 10, appartenente ovviamente alla nostra Via Lattea.
La migliore visibilità è relegata alle notti primaverili, e risulta visibile da entrambi gli emisferi
terrestri.
Distante 35 milioni di anni luce e con un raggio di circa 50.000 anni luce, M66 ha una magnitudine
apparente di 8,9. Nella sua storia si registrano ben cinque esplosioni di supernova: la SN 1973E di
tipo II (magnitudine 15), la SN 1989B (12,2) di tipo Ia, la SN 1997bs di tipo II (17), la SN 2007bb
di tipo II (17,2) e la più recente SN 2009hd (magnitudine 15,8). La velocità di recessione è di 727
km/s.
M74 nei Pesci
La galassia M74 si trova nella costellazione dei Pesci,
ed è caratterizzata dalla quasi perfezione della sua
forma a spirale di categoria Sc.
FIGURA 22: M74 NEI PESCI
Anche se non perfetta, comunque, è sicuramente la
galassia più fotogenica del nostro sistema solare non
per la facilità di individuazione ma perché ci si presenta
perfettamente di fronte, in modo da poterla vedere
come un piccolo batuffolo spiraleggiante.
La sua spirale è larga 6' anche se la magnitudine di 9,2
la rende difficile da scovare. La sua distanza è di circa
32 milioni di anni luce, con un diametro di circa 95 mila
anni luce. Si tratta di una copia della nostra Galassia,
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anche se più piccola, contenente 100 miliardi di stelle. Scoperta nel 1780 da Mechain, fu poi di
nuovo individuata e catalogata da Messier.
M77 nella Balena
M77 è una galassia scoperta da Mechain nel 1780
nella costellazione della Balena. Si tratta di una
galassia di Seyfert di tipo II: larghe nuvole di gas stanno
fuoriuscendo dal nucleo galattico a parecchie centinaia
di chilometri al secondo.
Si tratta di una forte radiosorgente che contiene
probabilmente un buco nero supermassiccio, di circa 10
milioni di masse solari. Un largo strumento può mostrare
molti dettagli della galassia.
FIGURA 23: M77 NELLA BALENA
Distante 18 MPc, la galassia ha una dimensione
apparente di 7 primi d’arco e si allontana da noi alla
velocità di 1137 km/s.
M81 – Galassia di Bode nell’Orsa Maggiore
Galassia a spirale posta a 12 milioni di anni
luce dalla Terra, in direzione dell’Orsa
Maggiore. Classificata come spirale di tipo
SA, il diametro è di circa 72.000 anni luce con
un redshift quasi nullo.
FIGURA 24: M81 NELL'ORSA MAGGIORE
E’ stata scoperta nel 1774 da Johann Elert
Bode, dal quale prende il nome popolare,
mentre Messier la inserì nel catalogo nel 1781
descrivendola come una chiazza chiara
ovaleggiante e più luminosa al centro. Nel
1914 Max Wolf ne osservò la rotazione,
stimandola in 300 km/s. Dovrebbe contenere
circa 250 miliardi di stelle ed è la più grande
galassia del Gruppo di M81, che conta circa
34 galassie tra le quali M82.
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Charles Messier
M82 – Galassia Sigaro in Orsa Maggiore
La Galassia Sigaro, nota come M82, è una
galassia attiva nell’Orsa Maggiore posta
a 12 milioni di anni luce dalla Terra,
compresa nel Gruppo galattico di M81.
Messier la descrisse come un oggetto
nebuloso irrisolvibile in stelle, mentre
ulteriori osservazioni giunsero da Pierre
Méchain e da John Herschel. Soltanto nella
fine dell’Ottocento fu fotografato e
descritto come un oggetto visto di taglio.
La
galassia
è
stata
deformata
dall’influenza della vicina M81, con la
FIGURA 25: M82 NELL'ORSA MAGGIORE
quale si è incontrata qualche centinaio di
milioni di anni fa, e proprio a questa
influenza è dovuta l’elevata nascita stellare al suo interno. Al suo interno è quindi presente una vasta
area attiva, sorgente di radiazione X, infrarossa e radio. Da sempre catalogata come galassia
irregolare, in realtà sono stati scorti due bracci di spirale simmetrici che hanno origine da una barra
centrale.
M 83 nell’Idra Femmina
M 83 è una bellissima galassia a spirale
barrata, scoperta da Lacaille nel 1752.
Visibile con strumenti anche molto piccoli, ma
la visualizzazione dei bracci richiede almeno
una apertura di 20 centimetri.
FIGURA 26: M83 NELL'IDRA FEMMINA
I bracci non sono simmetrici, con quello ad Est
più brillante del suo corrispettivo ad Ovest. I
bracci sono sede di intensa formazione
stellare e sono contraddistinti da zone rosse e
zone azzurre. Le prime sono ricche di
nebulose ad emissione eccitate dalla luce
delle stelle in formazione. Le regioni azzurre
sono ricche di giganti azzurre formate milioni
di anni fa.
Al confine tra Hydra e Centauro, a 18° Sud della bellissima Spica nella Vergine, si trova in una
zona di cielo abbastanza libera da oggetti brillanti quindi è difficilmente inquadrabile se non si fa
ricorso alle coordinate celesti. Classificata come SBc, dista 3.7 MPc.
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M84 nella Vergine
M 84 è una galassia scoperta da Messier nel 1781,
classificata come galassia ellittica gigante di tipo
E1 posta nel cuore dell'ammasso della Vergine.
Attualmente esiste il dubbio che possa trattarsi,
tuttavia, di una galassia lenticolare brillante, di
tipologia S0.
FIGURA 27: M84 IN VERGINE
E' localizzata alla fine della Catena di Markarian.
Un buco nero supermassiccio di circa 300 milioni di
masse solari dovrebbe occupare il centro di questa
galassia, che appare molto brillante ma senza
dettagli da osservare per gli astrofili.
E' caratterizzata, nell'osservazione radio, da due getti espulsi dalla zona centrale.
Ha ospitato due supernovae: 1957B e 1991bg. Distante 16 MPc, recede ad una velocità di 956
km/s.
M85 nella Chioma di Berenice
M85 è una galassia posta nella costellazione
Coma Berenices, scoperta da Mechain nel 1781.
E' una grande galassia lenticolare (S0), anche se
la tipologia è abbastanza controversa dal
momento che c'è chi la individua come una ellittica
di tipologia Ep.
E' una delle galassie più massicce dell'Ammasso
della Vergine, del quale è il membro più
settentrionale, ed appare come una macchia
abbastanza allungata con un brillante nucleo. Ha
FIGURA 28: M85 IN CHIOMA DI BERENICE
una compagna, NGC 4394, staccata di 7 minuti
d'arco in direzione Est.
La sua popolazione sembra omogenea e tarata su una vecchia popolazione stellare di colore
giallastro. Distante 8.6 MPc, recede ad una velocità di 686 km/s.
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M86 nella Vergine
M 86 è una galassia scoperta da Messier nella
costellazione della Vergine nel 1781. Come M84,
è oggi incerto se si possa trattare di una galassia
ellittica (tipo E) oppure lenticolare (S0).
E' un membro dell'ammasso della Vergine ed un
componente della catena di Markarian.
FIGURA 30: M86 NELLA VERGINE
Un telescopio di 300 mm riesce a mostrare una
condensazione secondaria a circa 1,5' NE rispetto
al nucleo di M86.
Caratteristica di M86 è la grande velocità di
avvicinamento tra tutte le galassie del catalogo di
Messier. Osservazioni radio mostrano una interazione con la materia gassosa intergalattica.
FIGURA 29: M86 NELLA VERGINE
Distante 12 MPc.
M87 nella Vergine
M87, anche nota come galassia Virgo A, è la
galassia ellittica gigante che domina l'ammasso
della Vergine, tra le più grandi conosciute e la
più
massiccia
della
costellazione
di
appartenenza. La sua massa dovrebbe aggirarsi
intorno alle 10 masse della Via Lattea.
E' tra le galassie più studiate anche per la sua
relativa vicinanza alla Terra, ma soprattutto per
le sue caratteristiche: presenta fenomeni
altamente energetici nel suo nucleo, che
FIGURA 31: M87 NELLA VERGINE
dovrebbe ospitare un buco nero supermassiccio
con una massa pari a quella di 3 miliardi di Soli.
La sua distanza è stata calcolata anche grazie all'elevatissimo numero di ammassi globulari presenti
nella galassia: alcuni ne stimano almeno 13 000 (sono almeno 4 000) a fronte dei 200 presenti
nella Via Lattea.
Nel 1918 fu scoperto un getto di materia fuoriuscente dal nucleo galattico, esteso per almeno 5000
anni luce. La luce del getto è polarizzata, quindi si tratta di radiazione di sincrotrone. Probabilmente
la materia viene espulsa da un buco nero, soprattutto perché è stato scoperto un disco di gas in
rapida rotazione intorno al nucleo galattico.
Dal disco, ovviamente, vengono emanati raggi X oltre che onde radio.
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Il suo diametro angolare corrisponde ad una estensione lineare di 120 000 anni luce, più della Via
Lattea ma essendo di tipo ellittico occupa un volume molto più esteso e contiene molte stelle in più.
Lungo il getto proveniente da M87 esistono degli addensamenti di materia denominati HST. Il
telescopio spaziale Hubble è riuscito a catturare l'immagine di un brillamento proveniente da HST-1
in grado di rendere il getto di materia più brillante del nucleo galattico stesso, con un aumento di
luminosità pari a 90 volte la luminosità ritenuta normale. La prima osservazione di HST-1 è datata
1999, con un punto luminoso posto a circa 214 anni luce da M87. Il primo aumento di luminosità fu
scoperto però da Chandra nel 2000, il che indusse gli astronomi a seguire con coerenza
l'andamento di HST-1. Dopo un primo incremento dal 2000 al 2001, la luminosità di HST-1 ha
continuato ad aumentare stabilmente fino al 2005, arrivando a superare quella del nucleo galattico
nel 2003. Proprio nel 2005 HST-1 è divenuto più brillante di 90 volte rispetto al solito prima di
calare di nuovo. Stessa cosa è avvenuta con l'emissione X, aumentata fino a 50 volte rispetto al
normale.
Una possibile spiegazione vede HST-1 come una regione compressa dal getto di materia, il che
provoca un aumento dell'energia delle particelle e dell'intensità del campo magnetico. Altra
spiegazione vede il brillamento legato ad una riconfigurazione del campo magnetico, le cui linee
verrebbero strizzate liberando energia come nei brillamenti solari.
M88 nella Chioma di Berenice
Scoperta da Messier stesso nel 1781, M88 è una
galassia a spirale simmetrica dalle molteplici braccia,
membro dell'Ammasso della Vergine, presente nella
costellazione della Chioma di Berenice.
Il piano equatoriale di M88 è inclinato di una trentina
di gradi rispetto alla nostra vista, e la sua estensione
lineare è di circa 130.000 anni luce.
FIGURA 32: M88 NELLA CHIOMA DI BERENICE
Piccoli telescopi la mostrano come una macchia di luce
con un nucleo brillante, mentre 200 mm di apertura
iniziano a mostrarne l'ombra dei bracci della spirale.
Distante 20 MPc, recede a più di 2000 km/s. La sua classificazione è Sb.
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Charles Messier
M89 nella Vergine
M 89 è una galassia ellittica scoperta da Messier nel 1871
nella costellazione della Vergine.
Proprio nel cuore dell'ammasso della Vergine, M89 è quasi
circolare, tanto da sembrare un ammasso globulare
schiacciato ai poli.
Si tratta di una debole radiosorgente avvolta in un involucro
esteso per 1.500.000 anni luce dalla galassia stessa.
Potrebbe trattarsi di una galassia in procinto di essere
FIGURA 33: M89 NELLA VERGINE
distrutta dalle forze mareali esercitate da una collisione. La
massa si aggira sui 250 miliardi di masse solari. Classificata
come E0, dista da noi 19 MPc.
M90 nella Vergine
M 90 è una galassia scoperta da Messier nel
1781 al confine tra Vergine, alla quale
appartiene, e Chioma di Berenice, spostata di
meno di 2° rispetto a M84 e M86.
Si tratta di una delle più grandi spirali
appartenenti all'ammasso della Vergine, con
strette braccia spirali brillanti apparentemente
prive di formazione stellare ad eccezione
delle zone più interne del disco.
Dovrebbe evolvere in uno stadio di sistema
lenticolare.
Dovrebbe avere una densità molto bassa visto
che le stime della sua massa sono molto
piccole. Il suo blueshift farà si che la galassia sfuggirà all'ammasso, avvicinandosi verso di noi alla
velocità di 236 km/s. Distante 16 MPc, è classificata come Sb.
FIGURA 34: M90 NELLA VERGINE
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M91 nella Vergine
M 91 è una galassia a spirale barrata, classificata
come SBb, scoperta probabilmente da Messier nel
1781 anche se la posizione che l'astronomo indicò era
errata.
In realtà, Messier aveva determinato la posizione
rispetto a M89 mentre pensava di averla determinata
a partire da M58.
FIGURA 35: M91 NELLA VERGINE
Fu riscoperta così da Herschel nel 1784 come oggetto
che fu noto poi come NGC4548. E' uno degli oggetti
del Catalogo di Messier più difficili, ma la barra è
facilmente visibile una volta trovata e centrata la
galassia.
Per trovarla si può fare riferimento ad M88, dalla
quale dista meno di 1° in direzione Est. E' un membro
dell'ammasso della Vergine e dista da noi 21MPc, in
allontanamento a 500km/s.
M94 nei Cani da Caccia
M 94 è una galassia a spirale scoperta da Mechain nel
1781 nella costellazione dei Cani da Caccia.
Spirale si, ma le sue braccia sono difficilmente visibili ed
in uno strumento piccolo M 94 può sembrare un irrisolto
ammasso globulare.
Un telescopio di 400 mm è necessario per risolvere
dettagli nelle braccia della galassia.
Il brillante disco è circondato da anelli di regioni
caratterizzate da formazione stellare molto spinta. La
galassia dista da noi 7.1 MPc ed è classificata di tipo Sbp. Si allontana da noi a circa 308 km/s.
FIGURA 36: M94 NEI CANI DA CACCIA
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Charles Messier
M95 nel Leone
M95 fu scoperta da Mechain il 20 marzo
del 1781 ed è nota anche come NGC
3351, UGC 5850 e PGC 32007.
Agli occhi di Charles Messier apparve
come una macchia estremamente debole
senza stelle, mentre William Herschel vide
una nube luminosa, larga, tonda e con un
nucleo intenso.
M95 e le sue compagne (M96 e M105) si
trovano in un'area povera di stelle, a metà
strada tra Regolo e Denebola. Per avere
una osservazione occorre un telescopio di
FIGURA 37: M95 NEL LEONE
almeno 80 mm di diametro, nel quale
appare come una macchietta debole ed indistinta. Strumenti superiori ai 300 mm riescono a
mostrare un nucleo di 40'' di diametro ed un alone molto debole, con una debolissima barra
centrale.
Sebbene sia visibile da tutto il globo terrestre, la migliore osservazione è effettuata dall'emisfero
boreale nella stagione primaverile.
Si tratta di una galassia a spirale barrata di tipo SBb, parte del gruppo di M 96 posto al centro
della costellazione. Distante 15 MPc, si allontana a più di 770 km/s.
M96 nel Leone
M96 fu scoperta da Mechain il 20 marzo del
1781, insieme a M95 e M105, ed è nota anche
come NGC 3368, UGC 5882 e PGC 32192.
Agli occhi di Charles Messier apparve come una
macchia estremamente debole senza stelle,
mentre William Herschel vide una nube luminosa,
larga, allungata, con un nucleo molto luminoso
ed appena risolubile.
Si tratta di una galassia a spirale, distante da
noi circa 31,3 milioni di anni luce e con una
dimensione di oltre 65.000 anni luce di
diametro soltanto limitandosi alle regioni
centrali più luminose. Queste regioni sono circondate da un debole anello che supera il diametro di
100.000 anni luce. La tipologia è SABab. Dista 14 MPc e si allontana a 900 km/s.
FIGURA 38:M96 NEL LEONE
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Nel complesso, la galassia presenta un numero notevole di stelle giovani e blu, le più luminose, che
donano a tutto il corpo celeste un colore caratteristico tendente all'azzurrino. Le regioni di questo
tipo presentano una fervida attività di formazione stellare.
Le regioni centrali, invece, sono composte da stelle più antiche, tendenti al colore giallo. La massa
galattica dovrebbe aggirarsi sui 160 miliardi di masse solari. Rispetto a noi, presenta una
angolazione di 35° e nel 1998 ha presentato una supernova, che ha raggiunto la magnitudine
apparente di 11,8.
Sebbene sia visibile da tutto il globo terrestre, la migliore osservazione è effettuata dall'emisfero
boreale nella stagione primaverile. Per trovarla, occorre partire da Regolo e tracciare una retta
fino a Denebola. In un binocolo 10x50 la galassia appare come una tenue macchia lattiscente,
mentre uno strumento di 150-200 mm inizia a discernere un nucleo brillante a forma ellittica
circondato da un vago alone. Insieme a M95 e M105, questa galassia fa parte del Gruppo di M96.
M98 nella Chioma di Berenice
FIGURA 39: M98 NELLA CHIOMA DI BERENICE
Scoperta da Mechain nel 1781 nella
costellazione della Chioma di Berenice,
M98 è una galassia a spirale di tipo SB
membro dell'ammasso della Vergine che si
avvicina alla nostra Galassia alla velocità
di 125 km/s circa. Questo avvicinamento
ha fatto tentennare sull'attribuzione della
galassia all'ammasso della Vergine, che
invece presenta un redshift. Da qui si
potrebbe pensare che la galassia M98 sia
prospetticamente inserita nell'ammasso
della Vergine ma che in realtà faccia parte
del Gruppo Locale, visto che le galassie del
Gruppo presentano un blueshift simile a
quello di M98.
Appare come una vicina macchia orientata, una specie di sigaro in uno strumento di 100 mm mentre
un abbozzo di disco appare in strumenti da 200mm.
In realtà è una galassia molto difficile da osservare poiché tende a sparire nello sfondo e bisogna
avere pazienza, un ottimo adeguamento al buio ed utilizzare la visione distolta per capirne i
particolari. Il disco contiene alcune regioni azzurre piene di stelle giovani e di polveri, mentre il
nucleo è piccolo e brillante. La galassia ha ospitato due supernovae note: SN1954J e SN2004dj
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M99 nella Chioma di Berenice
M 99 è una galassia a spirale scoperta da
Mechain nel 1781 nella costellazione della
Chioma
di
Berenice,
appartenente
all'ammasso della Vergine.
Si tratta di una galassia molto particolare,
perché ruota in senso orario in modo
stranamente asimmetrico. Le braccia sono
piene di ammassi stellari brillanti e di
regioni nebulose. L'asimmetria è da più parti
fatta risalire ad una antica collisione con
altre galassie. Questo spiegherebbe anche
l'enorme velocità di recessione di questa
galassia, molto maggiore rispetto a quella
dell'ammasso nel suo complesso risultando di quasi 2500 km/s. Dista 16 MPc ed è di tipo ScI.
FIGURA 40: M99 NELLA CHIOMA DI BERENICE
La visione delle braccia della galassia è riservata ad aperture minime di 400 mm.
M100 nella Chioma di Berenice
Galassia a spirale in Coma Berenices, M100 si
trova a circa 56 milioni di anni luce da noi ed è
stata scoperta nel 1781 da Pierre Mechain.
La sua distanza è stata calcolata grazie al
telescopio spaziale Hubble, in grado di scoprire
all'interno della galassia circa venti cefeidi
stimandone il periodo dalla curva di luce.
FIGURA 41: M100 NELLA CHIOMA DI BERENICE
Facilmente osservabile anche con mezzi poco
potenti, anche per merito della sua posizione
quasi frontale rispetto a noi. I bracci sono due.
M100 ha visto, nell'ultimo secolo, ben 4
supernovae nel 1901, nel 1914, nel 1959 e nel
1979.M100 fa parte dell'ammasso della
Vergine. Classificata di tipologia Sb.
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M101 in Orsa Maggiore
M101 è nota come Galassia Girandola ed è una
galassia a spirale di tipo Sc nella costellazione
dell’Orsa Maggiore.
Fu scoperta nel 1781 da Charles Messier e Pierre
Mechain, ma soltanto William Herschel riuscì ad
individuare per la prima volta piccole macchie che ne
rappresentavano i bracci della spirale.
FIGURA 42: M101 IN ORSA MAGGIORE
Distante 24 milioni di anni luce, ha una dimensione di
circa 170.000 anni luce e si trova nei pressi della
doppia rappresentata da Mizar e Alcor.
Alla nostra vista si presenta perfettamente di faccia, ma la sua visione è riservata ai grandi
telescopi. Dall’inizio del Novecento ci ha mostrato tre supernovae, nel 1909, nel 1951 e nel 1970.
La sua massa è molto elevata anche rispetto alla nostra galassia e presenta molte regioni di
formazione stellare. Fa parte del Gruppo di M101.
M102 – Galassia Fuso nel Drago
Scoperta nel 1781 da Pierre Mechain e Charles Messier, la
galassia M102 è nota anche come Galassia Fuso ed è una
galassia lenticolare nella costellazione del Drago.
Si pone ai nostri occhi quasi perfettamente di taglio, e dista
circa 40 milioni di anni luce. A questa distanza, il suo diametro
apparente di 5 primi corrisponde a circa 60.000 anni luce.
Classificata come S0.
FIGURA 43: M102 IN DRAGO
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M104 – Galassia Sombrero nella Vergine
La galassia Sombrero, nota come M104, è una
galassia di tipo Sa che si presenta di taglio alla
nostra vista ed è resa famosa dalla banda oscura
che la taglia in due e la rende un ottimo bersaglio
per la fotografia astronomica.
Distante quasi 30 milioni di anni luce, è stata
inserita nel catalogo nel 1791 da Charles
Messier, anche se tracce della sua scoperta ci
sono già nel 1783 ad opera di Pierre Mechain.
FIGURA 44: M104 NELLA VERGINE
Nel 1912 Vesto Slipher ne calcolò la velocità di
recessione in circa 1000 km/s.
Il suo diametro è stimato tra i 50.000 ed i 140.000 anni luce, ed è quindi oggetto di numerosi
dibattiti.
M105 nel Leone
M 105 (anche catalogata come NGC 3379,
UGC 5902 o PGC 32256) è una galassia
scoperta da Pierre Méchain il 24 marzo del
1781 ma è stata aggiunta nel catalogo di
Messier, al numero 105, soltanto nel 1947, ad
opera di H.S.Hogg.
M 105 è una galassia ellittica di tipo E1 molto
grande, senza dettagli osservabili eccetto una
stella di magnitudine 14,5.
FIGURA 45: M105 NEL LEONE
Insieme a NGC 3384 e NGC 3389 forma una
splendida immagine a campo largo, un
triangolo rettangolo il cui vertice ad angolo
retto è rappresentato da NGC 3384.
Per rintracciarla, occorre congiungere Regolo e Denebola e verrà trovata sulla linea di
congiunzione, un po' più spostata verso Regolo. Dista 11 MPc.
M 105 e tutte le galassie vicine si stagliano contro un cielo povero di stelle di riferimento. La
galassia è un oggetto al limite di un binocolo medio quale può essere un 10x50, quindi una
osservazione decente deve passare per forza attraverso un telescopio di almeno 80 mm di
diametro.
In un telescopio piccolo, tuttavia, sarà osservabile soltanto una macchietta lattiscente, mentre con
140 mm di diametro inizia ad essere osservabile insieme alle due galassie vicine. Il nucleo della
galassia è molto brillante, con un alone che va sfumando contro il cielo. Visibile da entrambi gli
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emisferi terrestri, data la sua declinazione non elevatissima, la galassia si presta comunque in misura
maggiore all'osservazione boreale nelle notti primaverili.
Tra le galassie del Gruppo Leo I, M105 è la più brillante. La sua distanza è stimata in 32 milioni di
anni luce, con velocità radiale di circa 752 chilometri per secondo. Al suo centro dovrebbe trovarsi
un buco nero supermassiccio con massa pari a circa 50 milioni di masse solari. Insieme a M96 e M95,
la galassia fa parte del Gruppo di M96. Si allontana a circa 900 km/s.
M106 nei Cani da Caccia
M 106 fu scoperta da Mechain nel 1781 nella
costellazione dei Cani da Caccia.
Si tratta di una galassia a spirale, con una forma
irregolare, sollevata di 25° rispetto alla nostra
linea di visuale. Classificata come Sb.
Si tratta di una radiosorgente posta quasi al
confine con l'Orsa Maggiore, in una zona
abbastanza misera di stelle. Le braccia sono
anomale, sembrano curvarsi verso l'esterno
partendo dal disco. Al suo interno potrebbe
annidarsi un buco nero supermassiccio, delle
dimensioni di circa 36 milioni di masse solari
FIGURA 46: M106 NEI CANI DA CACCIA
concentrate in mezzo anno luce. Nel 1981 ha
ospitato la supernova 1981K. Dista da noi 6.9 MPc e si allontana a quasi 500 km/s. Si mostra
chiaramente in strumenti di 100 mm di apertura, ma per vederne le braccia occorre salire fino ai
300 mm. Ha una compagna, NGC 4248, circa 13' a Nord Ovest.
M108 – Tavola da Surf in Orsa Maggiore
Scoperta da Pierre Mechain nel 1781 nella costellazione
dell’Orsa Maggiore, M108 è anche nota come Tavola da
Surf per la sua forma apparentemente allungata e
stretta. Di tipologia SA, è una spirale distante circa 45
milioni di chilometri in prossimità della stella beta
dell’Orsa Maggiore. Anche Messier la osservò ma non la
inserì nel suo catalogo, mentre l’inserimento avvenne
soltanto nel 1953.
E’ vista quasi perfettamente di taglio, con una
inclinazione di 81° rispetto a noi. I bracci sono oscurati
da notevoli bande di materiale e nebulose oscure. Nel
1969 è stata osservata una supernova al suo interno.
FIGURA 47: M108 IN ORSA MAGGIORE
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M109 in Orsa Maggiore
Scoperta da Mechain nel 1781 o nel
1782 nella costellazione dell'Orsa
Maggiore, M109 è stata aggiunta nel
Catalogo di Messier soltanto nel ventesimo
secolo.
E' una spirale barrata che in un piccolo
telescopio mostra un alone piccolo che
racchiude un nucleo indefinito. Una
apertura di 400 mm riesce invece a
rivelare la tipica forma 'theta' (come la
lettera dell'alfabeto greco, quindi Θ)
della sua struttura.
FIGURA 48: M109 IN ORSA MAGGIORE
Un 200 mm è necessario per individuare
la barra.
Nel 1956 la galassia ha ospitato una supernova di tipo I. Classificata di tipo SBb, dista da noi
26MPc e si allontana alla velocità di 1100 km/s.
M110 in Andromeda
Scoperta da Messier il 10 agosto del 1773 nella
costellazione di Andromeda ma non inserita nel suo
catalogo (forse perché non c'era alcun rischio di
confonderla con qualche cometa), la galassia M110 è
una galassia satellite della gigantesca e più famosa
M31.
Pur descrivendola alla perfezione, Messier - come detto
- non la introdusse mai nel suo catalogo, che infatti ne fu
impreziosito dopo la sua morte ad opera di Kenneth
FIGURA 49: M110 IN ANDROMEDA
Glyn Jones, nel 1966, e non senza polemiche
Per trovare M110, basta andare a cercare la ben più evidente M31 e spostarsi leggermente a
Nord Ovest, senza confondersi con la galassia M32 che si trova nella direzione opposta (anch'essa
satellite di M31). Si tratta di una galassia atipica, presentando alcune macchie scure che
probabilmente sono nuvole di polveri, rare in galassie ellittiche. Ellittica di tipo E6, dista da noi 318
KPc e si avvicina a 240 km/s.
La sua massa è compresa tra 3,5 e 15 miliardi di masse solari, quindi in una forchetta molto ampia.
Con piccoli telescopi, M110 appare come una piccola ellisse nebulosa, più brillante al centro.
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Relatori lezioni online:
Stefano Capretti
Antonio De Pieri
(stefano_staff)
(antonio_staff)
Grafica:
Daniela Gozzi (dany_staff)
Realizzazione dispense:
Stefano Capretti
Daniela Gozzi
Antonio de Pieri
Testi lezioni:
Stefano Capretti
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