L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
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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
 

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. 
 
Via Lattea e M31Il 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. 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 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.
 
Relazione tra luminosità e periodo
 
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.
 
Redshift e espansione dell'universoAncor 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.
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. 
 
Espansione e contrazione dell'universoDetto 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 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 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. 
Asimmetrie materia-antimateriaSe 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 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. 
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. 
Universo dopo 380 mila anniDopo 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. 
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.
 
 
Cosmic Background Radiation
 
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 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. 
 
 
Hubbe Deep Field
 
Spt0311-58. Credit ALMAMa quando si sarebbero formate le galassie? Possiamo soltanto andare indietro nel tempo fino a dove riusciamo a guardare e ALMA (Atacama Large Millimeter Array) è uno degli occhi più potenti. Tanto potente da scovare galassie in fase embrionale in una epoca di soli 780 milioni di anni dopo il Big Bang, quando la reionizzazione era in corso. Queste galassie sembrano avvolte in un alone di materia oscura con massa di svariate migliaia di miliardi di masse solari (University of Arizona, Dicembre 2017, Nature). Le galassie sono battezzate Spt0311-58 e sono state scoperte grazie al South Pole Telescope, per poi passare la determinazione della distanza ad ALMA e a una lente gravitazionale. L'immagine deformata dalla lente è stata poi ricostruita. La più grande galassia della coppia sta formando stelle a un tasso di 2900 stelle solari ogni anno, per massa, e contiene 2700 volte la massa del Sole in gas e 3 miliardi di volta la stessa massa in termini di polvere. La seconda galassia ha massa stellare pari a 35 miliardi di volte la massa del Sole e foma stella in misura di 540 ogni anno. 
 
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 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.
 
Ad Agosto 2017 un articolo su Nature basato su osservazioni di Atacama Large Millimeter Array (ALMA) di ESO porta alla scoperta di riserve di gas freddo e turbolento intorno a galassie a starburst molto distanti. In questo gas spicca l'idruro di carbonio (CH+), il che apre le portea una delle fasi più critiche della formazione stellare visto che questa molecola consente di aggiungere un tassello al puzzle della rapida formazione stellare. Lo studio è della Ecole Normale Superieure and Observatoire de Paris e ha avuto come oggetto galassie molto distanti, tra le quali la Cosmic Eyelash (galassia ciglia) SMM J2135-0102. L'idruro di carbonio ha bisogno di molta energia per formarsi ed ha vita molto breve, quindi viene vista sempre in prossimità del luogo di formazione. Trovarla vuol dire capire dove nasce la maggiore energia nelle galassie. Il CH+ rivela quindi intense onde d'urto alimentate da venti caldi e veloci originatisi in zone di formazione stellare della galassia. I venti soffiano via la materia che però viene di nuovo catturata gravitazionalmente in sacche turbolente di gas freddo a bassa densità intorno alla galassia. 
 
La dinamica del gas come risulta dal tracciato del CH+. Credit Natuure, ESO
 
La dinamica del gas come risulta dal tracciato del CH+. Credit Natuure, ESO
 
La galassia A1689B11 è la spirale più antica conosciutaAl 2017 la galassia più antica mai trovata è nota come A1689B11, osservata dalla Swinburne University of Technology e dalla Australian National University (arXiv, 3 novembre 2017). La galassia si trova a 11 miliardi di anni luce di distanza, quando l'universo avava un quindo della attuale età e, tra le spirali, è la più antica conosciuta. Tramite lente gravitazionale e una survey infrarossa (NIFS) portata avanti con il Gemini North alle Hawaii il team di scienziati ha osservato la vera natura di questo oggetto, osservando quindi la formazione della prima galassia a spirale tra quelle conosciute. Si tratta di oggetti molto rari nel primo universo e la scoperta apre la porta a diverse modalità di investigazione. La galassia si sta formando a una velocità, nel passato, 20 volte maggiore di quella che osserviamo nelle "attuali" spirali e presenta un disco molto freddo e in lenta rotazione.

Galassia di Andromeda

Intorno ai buchi neri supermassicci sono da sempre osservati comportamenti eccentrici nelle orbite stellari, con dinamiche instabili che dovrebbero aver presto termine e che invece si dimostrano molto longeve. Un meccanismo può spiegare questo fenomeno in alcune galassie e mostrare come, durante i periodi post-fusione galattica, le stelle orbitanti possono essere distrutte nel buco nero al tasso di una ogni anno. 
Un buco nero, tramite la propria gravità, dovrebbe formare un ammasso di stelle intorno a sé stesso e questo ammasso dovrebbe avere forma sferica ma diverse galassie, compresa Andromeda, mostrano un ammasso totalmente asimmetrico che si dispone a disco. Indiziati sono i processi di fusione galattica tra due galassie ricche di gas. 
All'interno del disco, ogni stella si muove in orbita ellittica e le stelle finiscono per interagire gravitazionalmente tra di loro, alterandosi a vicenda, con la conseguenza di poter finire troppo vicine al buco nero centrale. Proprio questo processo rende il pasto stellare molto più probabile di quanto non lo sia in assenza di fusioni, diecimila volte più probabile.

A prescindere dalla massa e dalla dimensione, sembra che la rotazione delle galassie avvenga sempre nell'arco di un miliardo di anni, più o meno. Stando seduti su un bordo della galassia quindi, qualsiasi sia la galassia, impiegheremmo circa un miliardo di anni a compiere un giro. Non solo: contrariamente a quanto ipotizzato fino a inizio 2018 - anno dello studio dell'ICRAR - anche la periferia galattica presenta una presenza importante di stelle antiche.

 

Mappa dell'universo primordiale. Credit Subaru
 
Mappa dell'universo primordiale. Credit Subaru
 
Attraverso i dati del Subaru Telescope un team di astronomi ha presentato, a inizio 2018, quella che alla data è vista come la più accurata e ampia mappa tridimensionale dell'universo primordiale, basata su 16 epoche diverse tra 11 e 13 miliardi di anni fa e contenente ben 4000 galassie di nuova scoperta, molte delle quali saranno poi diventate simili alla nostra Galassia. 
Le galassie sembrano aver sperimentato diversi bursts di formazione stellare, procedendo quindi a ondate piuttosto che a una formazione lenta e costante. Esiste al loro interno una popolazione di stelle giovani più calde, blu e povere di metalli rispetto a quelle che vediamo oggi. Queste galassie appaiono notevolmente compatte, con diametri massimi di 3 mila anni luce e questo spiega alcune delle proprietà fisiche osservate come comuni nell'universo primordiale. Probabilmente anche la nostra Via Lattea, ai suoi esordi nell'universo, era di questo tipo.

Aloni galattici

Aloni galattici

Le galassie vicine, ormai è noto da diverso tempo, esibiscono una quantità di materia tre volte inferiore a quella che i modelli indicano come "corretta" e una delle domande più aperte in cosmologia riguarda proprio dove andare a cercare questa materia che si nasconde. Sono stati utilizzati i dati di XMM-Newton per sommare la radiazione X del gas caldo presente negli aloni di sei diverse galassie, al fine di processarli come una astrofotografia allo scopo ultimo di aumentare il segnale (altrimenti molto debole) rispetto al rumore di fondo. Sei galassie "sommate" in una che, però, non hanno prodotto alcun risultato, o quasi, visto che tre quarti della materia ancora mancano all'appello. Questa materia potrebbe quindi essere ancora più fredda di quanto stimato, tanto da sfuggire alle osservazioni X, oppure potrebbe essere stata spazzata via dall'attività galattica e quindi dovrebbe essere cercata altrove.

Illuminazione di candidate dark galaxies

Illuminazione di candidate dark galaxies

La formazione stellare nelle galassie è ancora oggi uno dei fattori più misteriosi e si ipotizza che le prime fasi di una galassia siano date da una quantità enorme di gas ma anche da una elevata inefficienza nel saper trasformare il gas in stelle, con il risultato che queste galassie risultano scure. Prove dirette non ce ne sono ma si cercano metodi osservativi per venirne a capo e così una survey di inizio 2018 ha portato ai primi risultati a maggio dello stesso anno, segnando la possibile presenza di almeno sei candidate dark galaxies. La metodologia consiste nel cercare le galassie scure nel bagliore dei quasar più distanti, dove l'intensa emissione ultravioletta induce una emissione molto forte dell'idrogeno. Dieci ore di osservazione per ciascuno dei sei quasar hanno consentito di ottenere una popolazione di sei candidati.

Galassie massicce e reionizzazione

Abell 1689 ripreso da HubbleI confini della ricerca passano per la scoperta delle galassie più antiche, spingendosi ai limiti dell'universo visibile al fine di andare a capire quando l'universo possa aver iniziato ad organizzarsi come lo vediamo oggi. Questo serve anche a fissare al meglio il periodo della reionizzazione degli atomi neutri a opera delle prime stelle o chi per loro.

Molte sono le galassie osservate in epoche in cui l'universo aveva appena 800 milioni di anni, ma molte di queste sono relativamente di piccola massa, molto deboli. Il ruolo maggiore in termini di reionizzazione dovrebbe invece essere giocato dalle galassie maggiori e più luminose, ma il fatto che galassie di questo tipo non siano osservate può voler dire che era ancora troppo presto per poter osservare simili concentrati di materiale. Oggetti simili possono però essere osservati in banda submillimetrica dal momento che dovrebbero risultare ricche di polvere in grado di emettere forte radiazione. Galassie e mezzo interstellare arricchiti dai metalli delle prime stelle sono così divenuti compito di ALMA, guidato da astronomi del CfA (articolo pubblicato su Astrophysical Journal) a metà 2017: il team è riuscito a risalire alla distanza di alcuni campioni di queste galassie attraverso il redshift impresso alla riga del monossido di carbonio. Si è avuta la certezza, in tal modo, dell'esistenza di galassie decisamente remote con una massa di 330 miliardi di masse solari (per confronto, la Via Lattea ha una massa di 5 miliardi di masse solari). La galassia, ricca di polvere, sta formando nuove stelle a un tasso pari a 7000 nuovi astri ogni anno, una ottima prova di un processo reionizzante in un periodo in cui l'universo era molto giovane. 

Rappresentazione artistica del moto del gas in galassia primordiale. Credit University of CambridgeSe le due galassie osservate da ALMA (Atacama Large Millimeter Array) ai confini dell'universo osservabile, distanti 13 miliardi di anni luce, sono un campione valido della popolazione più antica, allora si può dire che la formazione stellare appare normale, anche in una fase precoce come quella. A testimoniarlo sono le osservazioni del turbinio di gas, rese possibili soltanto tramite l'estrema sensibilità dello strumento ALMA. 

I dati di ALMA. Credit ALMA, NASALe osservazioni nel lontano infrarosso hanno consentito di monitorare il movimento del gas interno alle due galassie, gas che appare come propellente per la formazione di nuove stelle. Le due galassie sono più piccole di cinque volte rispetto alla Via Lattea ma il tasso di formazione stellare è più elevato rispetto a quello di altre galassie giovani. Eppure il caos presente è molto inferiore a quanto immaginato fino all'uso di ALMA. Si pensava infatti che la presenza di molte stelle giganti potesse innescare furibonde supernovae il cui impatto avrebbe reso molto instabile e caotico il moto del gas, ma questo non è apparso e le galassie somigliano molto a quelle che vediamo oggi intorno a noi. 

LMTUn'altra galassia molto distante (la seconda a Novembre 2017 in ordine di distanza), ricca di polvere e ad alta formazione stellare è stata osservata appena un miliardo di anni dopo il Big Bang al massimo tramite gli occhi del Large Millimeter Telescope (LMT) (Nature, Novembre 2017, University of Massachusetts Amherst and Mexico's Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica).
La galassia dista 12.8 miliardi di anni luce, in un universo che - totalmente ionizzato - era troppo caldo e uniforme per formare strutture almeno per i primi 400 milioni di anni. Le prime stelle e le prime galassie e buchi neri si sono formati tra mezzo miliardo e un miliardo di anni dopo il Big Bang e questo è quanto possiamo dire a oggi proprio grazie a oggetti di questo tipo. 
Si tratta di oggetti difficilmente osservabili a causa della distanza e della spessa coltre di polveri che li oscura, sebbene si tratti di galassie molto grandi e brillantissime proprio per la formazione stellare interna. Il risultato può giungere soltanto in banda radio e lunghezze millimetriche. 
La scoperta è dovuta al telescopio spaziale Herschel, che tuttavia ha potuto ottenere soltanto una immagine informe della galassia per poi lasciare il posto a LMT, su un vulcano del Messico, che ha provveduto alle osservazioni dal 2011. 
Alla distanza raggiunta, il redshift è più facilmente misurabile tramite la riga del monossido di carbonio mentre per ottenere una immagine ancora più dettagliata è stata richiesta la triangolazione con lo Smithsonian Submillimeter Array a Mauna Kea, proprietà del CfA di Harvard. 
L'oggetto si chiama G09 83808 ed è stato "facilitato" da un effetto di lente gravitazionale in grado di amplificare la luce di un fattore 10

Credit: Instituto de Astrofisica de Andalucia

Credit: Instituto de Astrofisica de Andalucia

Il movimento delle stelle all'interno di una galassia può dire molto riguardo la storia evolutiva della galassia stessa e proprio su questo assunto, confrontando le diverse orbite (alcune ben precise, altre caotiche), i ricercatori hanno determinato per la prima volta la distribuzione orbitale in più di trecento galassie dell'universo locale. Le stelle più tranquille dal punto di vista posizionale avranno una orbita più circolare mentre stelle con moti random indicano un ambiente turbolento fatto di fusioni galattiche. Il moto di ciascuna singola stella, tuttavia, non è osservabile a distanze elevate e così vengono utilizzate tecniche particolari per tracciare mappe cinematiche di ciascuna galassia.

Mappe orbitali interne alle galassie. Credit: CALIFA

Mappe orbitali interne alle galassie. Credit: CALIFA

Sono stati poi costruiti modelli alla ricerca di quello più calzante per le varie orbite e la distribuzione orbitale indica la quantità di stelle appartenenti a ciascuna categoria orbitale. Le mappe mostrano cambiamenti nella distribuzione legati alla massa totale delle stelle presenti nelle varie galassie. Le stelle più ordinate si trovano prevalentemente in galassie con massa stellare superiore ai 10 miliardi di masse solari mentre le stelle più randomiche prevalgono, sorprendentemente, nelle galassie con massa stellare superiore a 100 miliardi di masse solari.

I campi magnetici

Lente gravitazionale. Credit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF; NASA, Hubble Heritage Team, (STScI/AURA), ESA, S. Beckwith (STScI). Additional Processing: Robert Gendler

Lente gravitazionale. Credit: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF; NASA, Hubble Heritage Team, (STScI/AURA), ESA, S. Beckwith (STScI). Additional Processing: Robert Gendler 

Per comprendere i campi magnetici di una galassia non è sufficiente osservare gli oggetti a noi più vicini: occorre risalire al passato per comprendere quali sono i processi che li alimentano e quali sono le evoluzioni. A tal fine uno studio pubblicato su Nature Astronomy a opera del National Radio Astronomy Observatory (NRAO), di Agosto 2017, analizza la radiazione di un distante quasar (CLASS B1152+199) la cui luce viene amplificata e splittata da una galassia intermedia. Anziché sfruttare la lente intermedia per studiare l'oggetto distante, stavolta è la luce dell'oggetto che viene analizzata per studiare la lente. Il quasar è distante quasi 8 miliardi di anni luce ed emette radiazione polarizzata; la galassia intermedia si trova a 4.6 miliardi di anni luce  e produce uno sdoppiamento dell'immagine del quasar tramite effetto di lente gravitazionale ma al tempo stesso altera la polarizzazione della radiazione proveniente da lontano e lo fa in modo diverso in base alle regioni galattiche che la remota radiazione viene ad attraversare. Proprio grazie a questo è stato possibile osservare un campo magnetico galattico in linea con quello che si osserva nell'universo vicino. Un campo magnetico a larga scala avvitato in una spirale legata all'asse di rotazione della galassia. Per saperne di più sarà necessario trovare un modo per studiare campi magnetici di galassie ancora più remote. 

Immagine della lente gravitazionale ripresa da Hubble

M87 e i suoi gettiI getti che fuoriescono dalle regioni centrali delle galassie sono una sorta di mistero: emergono da una regione piccola come l'orizzonte degli eventi ma per una lunghezza pari a miliardi di volte quella di provenienza restano stabili per lungo tempo, fino a perdere coerenza e sviluppare lobi o pennacchi. Il primo getto fu scoperto nel 1918 da Heber Curtis in M87 e negli anni Settanta Bernie Fanaroff e Julia Riley fornirono una classificazione in due gruppi: getti che perdono luminosità con la distanza dall'origine e getti che invece acquisiscono maggior luminosità nelle zone più distanti, con gli ultimi 100 volte più luminosi dei primi. Le velocità raggiunte sono circa il 99.9% della velocità della luce e questo fa dilatare il tempo secondo quanto previsto dalla relatività speciale di Einstein. Per questo, diverse parti del getto impiegano un tempo più lungo a comunicare l'una con le altre e a influenzarsi a vicenda. Questo protegge il getto dalla distruzione ma la perdita di comunicazione non dura per sempre. L'espansione fa calare la pressione nel getto mentre la pressione del gas circostante non decresce allo stesso tasso, il che può indurre il gas esterno a vincere contro la pressione del getto, contraendo quest'ultimo. Le parti del getto a questo punto vengono così a contatto da riuscire a comunicare di nuovo e se qualche parte è instabile l'effetto si può propagare ovunque. 
I getti diventano instabili a causa dell'instabilità centrifuga, la quale inizialmente influisce sull'interfaccia con il gas galattico ma che, una volta contratto il getto per la pressione esterna, abbraccia l'intero getto, curvandolo. In base alla distanza alla quale questo accade, rispetto all'origine dei getti, si ottengono le due classi create negli anni Settanta.


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Simona - 04/01/2015 14:16:22
Fantastica spiegazione grazie Stefano!!!
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Ares73 - 15/02/2016 16:50:01
Mi associo al commento di Simona. Narrazione suggestiva sull'origine dell'universo secondo al Teoria Cosmologica Standard. Sarebbe stato utile un accenno ai concetti di spazio-tempo ed alla velocità superluminale del recesso cosmico tenendo conto della variazione nel tempo (dovuta alla asimmetria cui si accennava) delle componenti fondamentali: materia barionica e non barionica, energia elettromagnetica ed energia oscura (quest'ultima responsabile dei processi recessivi).

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