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Classificazione delle galassie

 

CLASSIFICAZIONE DELLE GALASSIE: FORMA 

 
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. 
 
Le galassie nane rivestono un ruolo sempre più importante nella cosmologia. Un articolo su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society di Settembre 2017 rivela la scoperta di una galassia nana nella Lince dotata di una chimica molto antica, con un livello bassissimo di ossigeno. Questo dato approssima notevolmente la galassia alle prime galassie esistenti a inizio universo, troppo distanti e deboli per essere studiate in maniera dettagliata. Studiare galassie simili consente quindi di creare un ponte tra lo stato attuale e quelle che erano le galassie di un tempo: J0811+4730 è stata scoperta dalla Sloan Digital Sky Survey e osservata poi dal Large Binocular Telescope e ha spazzato via il record in termini di ossigeno. Possiede il 9% in meno rispetto a tutte le altre galassie con formazione stellare.
 La galassia nana J0811+4730
 
 

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.

 
Classificazione di Hubble
 
Hubble sbagliò ipotizzando che le galassie nascono ellittiche e tonde per poi schiacciarsi e 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.

GALASSIE A SPIRALE

Galassia a spiraleLa 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.

GALASSIE ELLITTICHE

Galassia ellitticaLe 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.
Come si formano le galassie ellittiche? Si ritiene da tempo che le galassie ellittiche siano il risultato finale della fusione o comunque dell'interazione gravitazionale di due galassie a disco, ma negli ultimi anni si è alla ricerca di ulteriori processi che possano aver portato alla formazione di questi giganti dello spazio. L'occasione viene dall'osservazione di galassie distanti 11 miliardi di anni luce caratterizzate da una formazione stellare a tassi esplosivi, galassie osservate tramite il Subaru Telescope del NAOJ, da 8.2 metri, dal Telescopio Spaziale Hubble della NASA e infine dall'Atacama Large Millimeter Array (ALMA) in Cile. Lo studio è pubblicato su Astrophysical Journal Letters a settembre 2017.
Undici miliardi di anni fa si è verificata la più prolifica fase di formazione galattica e oggi ne riceviamo la distante e flebile luce.  
Il Subaru ha rintracciato 25 galassie, Hubble ne ha caratterizzato la forma mentre ALMA ha osservato le nubi fredde di gas e polvere e quindi le regioni di formazione stellare. La grande risoluzione di Hubble e ALMA ha consentito di osservare al meglio la forma delle galassie e la loro metamorfosi: HST ha mostrato come la componente di disco sia dominante mentre ALMA ha mostrato enormi riserve di gas e polvere necessarie alla formazione stellare, presenti essenzialmente nel centro delle galassie. Le osservazioni hanno portato quindi gli astronomi a ritenere che le galassie dovessero nel tempo sbilanciare la propria massa verso il centro, a favore del bulge e a sfavore del disco, dando vita a galassie ellittiche o lenticolari senza alcun bisogno di una fusione galattica né di concorsi di terze galassie. 
 
Evoluzione di una galassia secondo lo studio su Astrophysical Journal Letters
 
Evoluzione di una galassia secondo lo studio su Astrophysical Journal Letters
 
GALASSIE CHE SI ARROTOLANO
 
Tra le galassie ellittiche è particolare il caso di una classe in particolare: al Max Planck Institute for Astronomy, tramite la survey CALIFA, hanno trovato infatti che le galassie che ruotano intorno all'asse maggiore, quasi arrotolandosi, sono più comuni di quanto ritenuto fino a poco tempo fa (Astronomy & Astrophysics). Anziché ruotare come siamo soliti pensare, queste galassie somigliano molto ad un sigaro che viene fatto scorrere tra le dita. Tra più di seicento galassie, CALIFA ha scoperto otto nuove galassie di questo tipo, portando il numero totale da 12 a 20. Il campione inizia a prestarsi per cercare di estrarre qualche modello di formazione: il modello prevalente parla di collisione di due galassie a disco in un ben preciso angolo di impatto.
 
Quando le galassie iniziano a interagire, una va a formare una barra nei pressi del centro. La barra diventa la struttura a sigaro mentre le stelle dell'altra galassia iniziano a ruotare in questo strano senso di rotazione.

GALASSIE IRREGOLARI

Galassia irregolareLe 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

Galassie di ArpSi 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.
 
Il merging galattico, a prescindere dalla catalogazione di Arp, è fondamentale per comprendere le dinamiche galattiche e del buco nero al loro centro e l'importanza cresce quando la fusione è osservata nell'universo primordiale. Atacama Large Millimeter Array (ALMA) ha osservato due galassie molto massicce relegate agli inizi dell'universo proprioi durante questa fase. L'oggetto si chiama ADFS-27 e sta portando a un graduale incontro a formare una singola galassia ellittica gigante. Si tratta di due galassie superluminose a starburst, che già singolarmente sono cosa rara in un universo di 12.7 miliardi di anni fa (Astrophysical Journal, Cornell University, Novembre 2017) e questa fusione rappresenta ciò che, per l'epoca, potrebbe essere l'evento più intenso. La scoperta è dovuta a Herschel Space Observatory dell'ESA, che ha osservato un singolo punto rosso nel cielo australe. Le osservazioni sono poi seguite con l'Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) che ha confermato la natura doppia mentre è stato poi ALMA a misurare con precisione la distanza degli oggetti. Il gas presente nella coppia, per la formazione stellare, è cinquanta volte quello presente nella Via Lattea e gran parte viene proprio convertita in stelle a ritmi elevatissimi, circa mille stelle all'anno. Sono presenti molte stelle azzurre in una galassia che presenta una forma a disco rotante. La polvere assorbe la luce delle stelle, si scalda fino a emettere in infrarosso ma, data la distanza, il lungo viaggio ci presenta la luce nella parte millimetrica a causa dell'effetto Doppler. La distanza tra le due galassie è di appena 30 mila anni luce e gli oggetti si muovono a diverse centinaia di chilometri al secondo: in poche centinaia di milioni di anni l'evento dovrebbe verificarsi.
 
ADFS-27 osservato da Herschel nell'immagine di background, con inserti di ALMA
 
ADFS-27 osservato da Herschel nell'immagine di background, con inserti di ALMA
 

FORMA E ROTAZIONE

Forme galatticheA Settembre 2017 uno studio pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a cura della University of Sidney è riuscito per la prima volta a mostrare il legame tra forma e rotazione galattica, qualcosa di intuitivo ma che finora non era mai stato misurato in maniera effettiva, con una galassia in tre dimensioni. Le galassie che ruotano più velocemente sono più piatte mentre quelle più lente sono più spesse, il che è intuitivo ma le osservazioni sono reali e sono state effettuate tramite SAMI (Sydney AAO Multi-object Integral field unit), in grado di fornire dettagliate informazioni sul moto del gas e delle stelle interni alle galassie. Il campione è stato di 845 galassie, prese 13 alla volta dallo strumento, in un periodo di tre mesi superiore a quello di uno studio precedente.

COME CLASSIFICARE LE GALASSIE IN BASE ALLA FORMA?

Cataloghi, scritti su carta oppure pubblicati on line, indicano la tipologia di una galassia sostenendone la forma a spirale, l'irregolarità oppure l'ellitticità. Programmi software miranti a catalogare automaticamente una galassia sono stati tentati, ma fino ad oggi lo strumento più affinato per riconoscere somiglianze nelle forme è sempre l'occhio umano.
Il metodo attualmente preferibile, quindi, è analizzare le fotografie ed andare per analogia rispetto a galassie dalla forma conclamata ed accettata da tutti.
Le fotografie sono messe a disposizione, per la maggior parte, da due survay astronomiche chiamate 2dF (2 Degree Field Galaxy Redshift Survay) e SDSS (Sloan Digital Sky Survay). Soprattutto l'ultima survay, ottenuta con il telescopio da 2,5 metri dell'Osservatorio del New Mexico, ha puntato il proprio obiettivo su un milione di galassie, fornendo immagini in 5 bande e studiandone gli spettri.
E' chiaro che studiare e catalogare "ad occhio" un milione di galassie richiederebbe tutta la vita di tutti gli astronomi esistenti, quindi l'innovazione tecnologica ed internet sono stati sfruttati per convogliare il maggior numero di persone nel decidere la forma delle galassie. Il progetto è noto come Galaxy ZOO e consente a chiunque di votare per la forma di ciascuna galassia.
Dopo aver ottenuto una carrellata di esempi di galassie già classificate, gli utenti che partecipano possono votare per assegnare la classificazione.
Per partecipare, si può andare sul sito Galaxy ZOO

Recentemente forma e colore hanno trovato un file-rouge: sembra che le galassie nascano a spirale con un colore tendente al blu, dato dal veloce proliferare di stelle all'interno della galassia stessa. Con il tempo, anche dovutamente ai merging, il gas presente nella galassia tende ad esaurirsi e le stelle ad invecchiare, tendendo al rosso, mentre la galassia tende a divenire ellittica. Quindi, le galassie nascerebbero come spirali per evolversi come ellittiche (Hubble lo predisse agli albori del 1900), ma resterà teoria finché non verranno trovate vie di mezzo con un colore che dal blu tende al rosso.

Active Galactic Nuclei

Alcuni tipi di galassie si rendono visibili dal punto di viste dell'emissione radio: sono le cosiddette Active Galactic Nuclei (AGN), ovvero galassie con nuclei attivi caratterizzate da intense righe di emissione di gas ionizzato all'interno del loro spettro elettromagnetico. Sono le cosiddette radiogalassie, tra gli oggetti più interessanti che forniscono supporto all'astrofisica teorica, in grado di emettere una quantità di onde radio superiori di circa cento volte rispetto alle galassie normali.

Una Active Galactic Nuclei è una galassia il cui nucleo denota una attività superiore a quella delle galassie ritenute "normali", come la nostra.

 

Il nome è dovuto al fatto che le AGN sembrano alimentate dalla sola regione centrale, vicina al loro nucleo. L'energia non viene emessa dagli oggetti ordinari quali stelle, polveri e gas interstellare e può essere emessa lungo tutto lo spettro elettromagnetico, dall'infrarosso ai raggi gamma. Alcune AGN vedono emissioni di getti di materia dal loro nucleo.

Il modello che è generalmente accettato per spiegare queste radiazioni centrali sono legate alla teoria dei buchi neri supermassicci, che dovrebbero occupare il centro di tutte le galassie. La loro massa è compresa tra 1 milione ed 1 miliardo di masse solari perciò il disco di accrescimento del buco nero stesso è veramente immenso: il materiale che finisce a far parte del disco di accrescimento diviene plasma e produce un fortissimo campo magnetico. Il materiale che si muove in questo campo magnetico produce radiazione di sincrotrone e radiazione termica in raggi X.
La temperatura vicino al buco nero, infatti, potrebbe essere addirittura di miliardi di gradi.

La radiogalassia giganteTramite il Giant Metrewave Radio Telescope (GMRT) è venuta alla luce dei 150 MHz una nuova radiogalassia gigante (GRG), una delle più grandi scoperte a oggi con una dimensione lineare di più di 7 milioni di anni luce (arXiv 17 ottobre, MNRAS)
Le GRG sono radiogalassie più "lunghe" di 6.5 milioni di anni luce, sono oggetti rari che crescono in ambienti a bassa densità. Si tratta di oggetti importanti per lo studi della formazione e dell'evoluzine delle radio sorgenti. Il record al momento della scoperta è di J1420-0545 con 16 milioni di anni luce.
La nuova scoperta ha una struttura lineare e non mostra distorsioni dovute a interazioni. L'età massima è di 20 milioni di anni e mostra evidenza di emissioni periodiche.
In realtà non sembra esserci poi così unione di intenti nel definire la dimensione minima di una GRG visto che il 31 ottobre 2017 è stata presentata una nuova tranche di scoperte con ben sette nuovi oggetti. Nell'articolo la dimensione minima è indicata in 3.3 milioni di anni luce (arXiv - Autonomous University of Zacatecas) e i dati sono estratti da due survey molto ampie come la JVLA (Janski Very Large Telescope) Snapshot Survey e la LoTSS-PDR (LOFAR Two-metre Sky Survey Preliminary Data Release), la prima a 1-2 GHz e la seconda a 150 MHz. La più grande GRG tra le sette è J1301+5105, con una proiezione di 8.4 milioni di anni luce. La più piccola è J0152-0015 e misura "appena" 3.5 milioni di anni luce. Le altre sono comprese tra 4.08 e 5.09 milioni di anni luce.
 
GRG J1301+5105 nei dati di LoTSS-PDR. Credit Macario e Andernach, 2017
 
GRG J1301+5105 nei dati di LoTSS-PDR. Credit Macario e Andernach, 2017

Zona centrale di AGN, rappresentazione.Il ruolo dei buchi neri nell'evoluzione galattica è fondamentale, soprattutto nella fase di accrescimento e quindi negli AGN. Proprio questa attività del nucleo galattico è in grado di influenzare la crescita e l'evoluzione della galassia intera, distruggendo e consumando gas e polvere che potrebbero essere altrimenti utilizzati dai processi di formazione stellare. Non tener conto di questo processo di feedback degli AGN porterebbe a modelli sbagliati e a un sovradimensionamento delle galassie a partire dai primi istanti dopo il Big Bang: in altre parole il numero di galassie giganti che ci aspetteremmo di trovare sarebbe smisuratamente maggiore. Non è però semplice giungere a modelli universali viste le differenze di scale spaziali e temporali in gioco nei processi: la fase di attività dura tra 1 e 100 milioni di anni soltanto mentre la conformazione di barre e bulge dura molto di più.  Il materiale nucleare è molto più complesso e dinamico di quanto ritenuto pochi anni fa: è molto compatto e le sue proprietà dipendono dalla luminosità dell'AGN e dal tasso di accrescimento. Non si tratta, poi, di una struttura isolata ma di qualcosa di connesso al resto della galassia da flussi in entrata e in uscita di gas, che ciclicamente alimentano il buco nero e la formazione di nuove stelle. Ciò che conosciamo proviene principalmente da ALMA, che consente di osservare il materiale che oscura il nucleo delle AGN. Questo compito è stato eseguito per la prima volta nel 2017 sulla galassia NGC 1068, mostrando un disco di materiale molto compatto, dai 7 ai 10 parsec di diametro, caratterizzato da una rotazione regolare del disco accompagnata a moti non circolari corrispondenti ai flussi di gas ad alta velocità. 

Come termina la fase di AGN? Una delle ipotesi avanzate prevede che con l'esaurimento di materiale che finisce nel buco nero, questo possa tranquillizzarsi e dar luogo ad una galassia normale. In base a questo pensiero, la stessa Via Lattea sarebbe una galassia divenuta tale dopo aver attraversato la fase di AGN. Ovviamente sarebbe tutto da dimostrare, anche perché si ritiene che queste galassie che con il tempo si sono tranquillizzate potrebbero tornare di nuovo a dipendere dalla accresciuta voracità del loro buco nero centrale qualora la quantità di materia ingurgitata tornasse di nuovo a salire oltre certe soglie.
Oggi riusciamo a classificare gli AGN in base, soprattutto, a tre parametri: massa del buco nero presente nel nucleo, tasso di accrescimento del buco nero e angolo formato dal disco di accrescimento e dai suoi getti con la nostra visuale, in un modello definito "unificato". Variando questi tre parametri, riusciamo a descrivere moltissimi AGN che vediamo nell'universo. Ad esempio, è chiaro che se i getti sono paralleli alla nostra visuale vediamo un oggetto molto più luminoso. 

Rappresentazione di AGN

Rappresentazione di AGN

A livello di "classe", gli AGN vengono divisi in galassie Type I e galassie Type II, due tipologie che divergono per luminosità quando osservate da Terra. Le Type I appaiono più brillanti delle sorelle e per molto tempo questa differenza è stata fatta risalire proprio alla diversa inclinazione delle galassie rispetto al nostro punto di vista. Nello specifico, le Type II sono inclinate in maniera tale per cui le bande di polvere riescono a oscurare la luminosità, cosa che non accade nelle Type I. Questo modello unificato è stato messo in discussione in un lavoro su Nature del 28 settembre 2017 a firma della University of Maryland. Secondo lo studio a caratterizzare questa differente luminosità è il tasso di accrescimento del buco nero centrale e il conseguente rilascio di energia. In realtà il modello unificato non riusciva a spiegare tutte le differenze osservate nello spettro delle diverse tipologie mentre la nuova analisi dei dati X forniti da Swift Burst Alert Telescope porta a tener presente un nuovo processo. Sono state studiate 836 AGN nello spettro X duro per misurare la massa e il tasso di crescita dei nuclei centrali, con l'aiuto di ben dodici telescopi terrestri. Il progetto è iniziato nel 2009 e ha coinvolto più di 40 ricercatori in tutto il mondo. Per tanti anni, contando sul fatto che l'unica differenza fosse l'inclinazione, sono state studiate soltanto le Type II data l'eccessiva luminosità delle Type I: ora bisognerà riprendere lo studio di tutti gli AGN per giungere a modelli sempre migliori. 

I più importanti AGN sono i Quasi Stellar Objects (QSO), galassie dal nucleo molto splendente e di piccole dimensioni. I QSO si dividono in tre sub-categorie: i Quasar e le Galassie di Seyfert ed i Blazar.

 

Quasar

Quasi Stellar Radio Source (Sorgente Radio Quasi Stellare), il quasar è un oggetto astronomico che si presenta puntiforme all'osservazione (con strumenti davvero molto potenti, data l'enorme distanza) e con uno spettro spostato in maniera molto consistente verso il rosso.

Il quasar è un astro di apparenza stellare e di grandissima luminosità, il cui spettro presenta un forte spostamento verso il rosso a testimonianza dell'enorme lontananza.

 

Il redshift dei quasar è determinato, in linea con la Legge di Hubble, dall'enorme lontananza dell'oggetto rispetto alla nostra parte di universo. Data l'incredibile distanza, il fatto di riuscire a vedere questi oggetti vuol dire che questi emettono una radiazione che basterebbe da sola ad incenerire la Terra da molti anni luce di distanza.

Quasar

quasar emettono radiazioni in quasi tutto lo spettro ed alcuni mostrano variazioni di luminosità molto rapide, il che implica piccole dimensioni per questi oggetti dal momento che un oggetto non può cambiare luminosità più velocemente del tempo che la luce impiega ad attraversarlo. Le variazioni di luminosità derivano anche e soprattutto dall'inclinazione del quasar rispetto a noi che lo osserviamo: se il getto di materia e gas è rivolto dalla nostra parte, infatti, la variazione sarà maggiore dal momento che il getto giunge proprio ai nostri occhi e varia in base alla quantità di materia che il buco nero ingurgita: a volte di più, a volte di meno.
La loro distanza, e quindi la Legge di Hubble, fu messa in discussione da alcuni scienziati dal momento che non c'era un meccanismo in grado di spiegare come mai, da quelle distanze, i quasar risultassero visibili. La fusione nucleare , tipica delle stelle, non era sufficiente. Prima si pensò ad oggetti formati da antimateria , ma l'elaborazione della teoria che vede all'interno dei quasar un vorace buco nero supermassiccio con un disco di accrescimento a temperature incredibilmente ampie ha trovato il giusto successo ed oggi è generalmente accettata. Il disco di accrescimento, infatti, è in grado di convertire metà della massa del materiale che cade nel buco nero in energia, mentre la fusione nucleare riesce a trasformare soltanto una piccola percentuale della materia stessa. In pratica un quasar nasce con la formazione dei primi buchi neri supermassicci dovuti all'accumulo di materia innescata ai tempi del Big Bang dall'accumulo di particelle quantistiche. E' per questo che non troviamo quasar nell'universo vicino, anche perché non sarebbe un fatto positivo per la Terra averli come vicini di casa.
Un tempo, si presume, i quasar erano molto più frequenti dal momento che era presente più quantità di gas e polveri per alimentare il buco nero centrale. Con il venir meno di queste componenti (ovviamente non totalmente), il buco nero si è assopito consentendo alle galassie di tranquillizzarsi. Anche la nostra Via Lattea dovrebbe essere in fase di quiete dopo aver passato la fase di quasar.
Dal punto di vista cosmologico, il redshift più grande trovato per un quasar è soltanto 6,4 e rappresenta la massima distanza finora riscontrata da un oggetto cosmico. Se esistessero quasar più distanti, tuttavia, sarebbero ancora visibili grazie alla loro elevata luminosità e questo può essere una indicazione sul fatto che l'uomo è riuscito a vedere l'oggetto più distante dell'Universo. Tuttavia questo non potrà mai essere dimostrato, e magari ci sono infiniti oggetti più lontani che non vediamo soltanto perché, semplicemente, non possiamo.
Quasar, rappresentazioneLa loro scoperta risale agli anni Sessanta, grazie all'inizio dell'astrofisica a varie lunghezze d'onda. Il fatto che li vediamo puntiformi indica che comunque si tratta di oggetti piccoli, anche se bisogna sempre pensare che - per quanto piccoli - stiamo sempre parlando di diametri che abbracciano almeno il nostro Sistema Solare. Negli anni Ottanta, con le nuove tecnologie, si riuscì a risolvere anche il disco dei quasar, alcuni dei quali mostrarono addirittura una sorta di spirale a testimonianza che i quasar sono proprio galassie, probabilmente galassie allo stato iniziale. Il quasar, alla fine, altro non è se non il nucleo brillante di una galassia molto normale.

La regioni di emissione ampia dei quasar, e la loro diversità, rappresentano uno step ancora poco compreso e i modelli in voga fino a ottobre 2017 partivano da una ipotesi di simmetria nel disco che li origina. Queste regioni sono le nubi di gas caldo e ionizzato che circondano i buchi neri in fase attiva e la loro comprensione potrebbe dire molto riguardo la caratterizzazione dei buchi neri stessi. Un nuovo modello (Nature Astronomy, Chinese Academy of Sciences, Ottobre 2017) ha apportato correzioni in grado di migliorare la comprensione di queste zone, comprendendo una asimmetria nelle emissioni provenienti dalle regioni. La gravità dei buchi neri accelera i gas circostanti a velocità elevatissime, il gas si riscalda e inizia a emettere luce in tutto lo spettro elettromagnetico. I gas si accendono con diverse "colorazioni", anche se non nei termini più comuni: il gas che si muove verso di noi che osserviamo tende al blu (blueshift) mentre quello che si allontana tende al rosso (redshift). Nella regione di emissione più ampia questi colori iniziano a formare una spirale, una misura della velocità delle nubi di polvere contenute nei dischi dei quasar. Questi aggregati di polvere si muovono: alcuni cozzano con gli altri e altri si fondono cambiando velocità. Alcuni potrebbero muoversi nel quasar, laddove il buco nero vive, mentre altri ruotano intorno e altri vengono espulsi.

Ad Agosto 2017 un articolo pubblicato su Astronomy & Astrophysics a firma di un team dell'INAF mostra un altissimo tasso di formazione stellare all'interno di un campione di sedici quasar distanti scelti tra i dati di Wissh, SDSS, 2MASS, WISE e Herschel. I buchi neri posti al centro di queste galassie hanno una massa stimata tra 3 e 60 miliardi di masse solari e le osservazioni in infrarosso sono riuscite a scindere la parte nucleare da quella della galassia ospite, composta dalla polvere riscaldata dalla formazione stellare. Proprio questa osservazione ha potuto calcolare un tasso annuo in grado di produrre stelle per un totale di 4000 masse solari, contro la singola massa solare prodotta dalla nostra Galassia ogni anno.

A volte le osservazioni sembrano smentirsi a vicenda, e questo è il caso ma si tratta di una nota positiva. Oggetto di osservazione sono i getti ionizzati provenienti da un buco nero in una Active Galactic Nuclei, analizzati da un network di radiotelescopi e dall'osservatorio ottico Gaia dell'ESA. 
L'articolo è pubblicato a settembre 2017 su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a cura di un team del MIPT's Laboratory of Relativistic Astrophysics e del Lebedev Physical Institute.
Gaia, alla data dell'articolo, ha catalogato più di un miliardo di oggetti, dei quali più di diecimila sono quasar. I quasar hanno un disco di accrescimento di materia che cade verso un buco nero supermassiccio che, a sua volta, espelle getti di materiale. Il materiale si riscalda ed emette in tutto lo spettro e proprio questa parte è stata oggetto della rete di radiotelescopi del VLBI. Non tutto, però, può essere osservato nello spettro radio: un disco di accrescimento emette maggiormente nel visibile e nell'ultravioletto, e da qui l'idea di combinare i dati di Gaia. Gaia non produce immagini ma riesce a fornire le coordinate del centro della luminosità di un oggetto. 
La comparazione della posizione fornita da Gaia, nel 6% dei casi non coincide con quella ottenuta dai radiotelescopi, risultando generalmente shiftata in direzione dei getti. 
Il disallineamento consente di ricreare e studiare la struttura di centinaia di quasar distanti con una precisione superiore a quella resa possibile dai vari spettri ottici presi singolarmante. Ci sono molti getti brillanti che emettono in luce visibile in molti quasar, a scale così ridotte che lo stesso Hubble non avrebbe potuto trovarli. L'analisi delle variazioni nelle posizioni delle sorgenti e nella loro luminosità sarà di aiuto per determinare i processi alla base dei flare nelle AGN, migliorando la conoscenza della fisica nei dischi di accrescimento e dei buchi neri supermassicci. 
 
Quasar e osservazioni del VLBA
 
3C 19.44 ripreso da Chandra. Credit: NASA/Chandra VLA and Harris et al.Gran parte della radiazione del quasar ricade nello spettro radio, prodotto da elettroni espulsi dal nucleo a velocità prossime a quelle della luce e spesso sotto forma di stretti getti bipolari, lunghi centinaia di migliaia di anni luce. Le particelle cariche possono anche deviare fotoni di luce, arricchendoli in energia fino ai raggi X ma il meccanismo ancora sfugge agli astronomi. In molti quasar potenti, sembra che lo scattering sia in effetti il processo dominante ma nei getti a minor energia le caratteristiche portano a ipotizzare un effetto dei campi magnetici al posto dello scattering. Studiando il quasar 4C+19.44, un team del Centre for Astrophysics è riuscito a portare a termine osservazioni di dettaglio su un getto di trecento mila anni luce di lunghezza tramite Chandra (raggi X), Spitzer (infrarosso) e Hubble (ottico) oltre che il VLA (radio): la combinazione delle osservazioni ha consentito di misurare le caratteristiche delle emissioni in dieci distinti punti lungo il getto, scoprendo che campo magnetico e velocità delle particelle sono pressoché costanti lungo tutto il getto, il che lascia il ruolo di dominante al processo di scattering. Questo non significa che il campo magnetico non abbia un ruolo importante (Astrophysical Journal).
 
 
Spettro di SDSS J022155.26-064916.6. Credit Robertson et al 2017Un nuovo quasar è stato scoperto nel 2017, con la notizia pubblicata su arXiv il 10 settembre 2017. Lo studio è stato condotto da un team della Austin Peay State University a Clarksville nel Tennessee e riguarda la scoperta di SDSS J022155.26-064916.6, come risultato di una analisi spettroscopica condotta nell'ambito della Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Alla data della scoperta i QSO scoperti sono più di 200 mila, molti dei quali dovuti proprio alla SDSS, basata su un telescopio a ampio angolo da 2.5 metri all'Apache Point Observatory (APO), in New Mexico. Le osservazioni risalgono a Dicembre 2013 ma la vera natura dell'oggetto è stata scoperta tramite riduzione dello spettro. La luminosità è pari a 19 trilioni di volte la luminosità solare mentre la distanza è stata stimata in circa 16.7 miliardi di anni luce da noi, nello spazio. 
Spesso i quasar sono associati a nubi ionizzate, alcune delle quali davvero enormi. Una nube gigante di gas ionizzato, estesa più di 360 mila anni luce e associata al quasar "Teacup", è stata presentata il 7 novembre 2017 in un pre-print su arXiv
Teacup è un quasar di tipo 2, calmo in banda radio, che deve il proprio nome alla morfologia del gas ionizzato. Al Centre of Astrobiology di Madrid, un team di astronomi ha condotto uno studio spettroscopico dell'oggetto tramite OSIRIS (Optical System for Imaging and low Resolution Integrated Spectroscopy) consentendo la scoperta di una enorme riserva di gas ionizzato associato. Si tratta di una delle più grandi nebulose ionizzate associate a AGN. 
 
Gigantesca nube di gas ionizzato per il quasar.
 
Gigantesca nube di gas ionizzato per il quasar. 
 

Blazar

Un blazar è una sorgente energetica variabile e compatta facente parte dei Nuclei Galattici Attivi (AGN), associata ad un buco nero supermassiccio che occupa la parte centrale della galassia stessa.

 

 I blazar rappresentano uno dei fenomeni più violenti dell'Universo e vengono distinti in due sottogruppi: i quasar ottivi altamente variabili (OVV) e gli oggetti del tipo BL Lacertae. Proprio dalla combinazione tra BL e quasar viene fuori il nome blazar, che comunque prevede anche oggetti di categoria intermedia alle due sottocategorie principali.

Blazar

Anche i blazar, come gli altri tipi di AGN, traggono la loro fonte energetica dal materiale che cade nel disco di accrescimento intorno al buco nero che occupa la parte centrale della galassia: gas, polveri e stelle cadono nel disco di accrescimento che rilascia enormi quantità di energia sottoforma di fotoni, elettroni, positroni ed altre particelle elementari.
Lo spettro dei blazar è caratterizzato da righe di emissione dovute ad anelli opachi presenti intorno al buco nero, che assorbono ed emettono energia. Al centro del disco di accrescimento, si erge in perpendicolare un getto formato da plasma, orientato grazie ai campi magnetici formatisi intorno al buco nero. Spesso questi getti sono diretti verso la Terra, il che spiega l'elevata luminosità dei blazar e la loro variabilità elevata.
La differenza tra i due oggetti principali che rientrano nella categoria dei blazar dovrebbe essere legata al fatto che gli OVV sono potenti radiogalassie mentre i BL Lacertae sono deboli radiogalassie, il che spiega la differenza tra le linee di emissione.
Solitamente, i blazar sono galassie ellittiche giganti.

blazar sono studiati anche per misurare gli effetti relativistici espressi nella Relatività Speciale di Einstein: i getti di plasma si muovono a velocità nette che arrivano anche al 99% della velocità della luce e l'osservazione dalla Terra può essere resa complicata dal momento che il getto proveniente dal blazar con direzione Terra sembra più luminoso e vira verso il blu a causa dell'effetto Doppler, mentre il getto che si allontana dalla Terra vira verso il rosso e sembra meno luminoso, anche se in effetti i due getti sono identici visti dal blazar che li emette.
All'inizio, molti blazar furono scambiati per stelle variabili anche se il loro periodo di variabilità è del tutto indipendente da qualsiasi modello.
Alcuni dei Blazar identificati sono BL Lacertae nella costellazione della Lucertola, controparte ottica di una radiosorgente distante 90 milioni di anni luce, Markarian 421 nella costellazione dell'Orsa Maggiore, OJ 287 nella costellazione del Cancro, OJ 279 nella Vergine.

 

Galassie di Seyfert

Scoperte nel 1943 da Carl Keenan Seyfert, le galassie di Seyfert sono una categoria di AGN caratterizzate da righe spettrali di emissione di gas altamente ionizzato.

Una galassia di Seyfert è una galassia a spirale con un nucleo particolarmente luminoso, con emissione radio più potente rispetto alle altre galassie ma soprattutto con una potenza molto maggiore nel dominio infrarosso.

 

Con una luminosità maggiore di quella del Sole di circa cento volte, emettono principalmente nell'infrarosso pur avendo una fascia X molto marcata. Il loro spettro presenta forti righe di emissione ed il piano galattico è caratterizzato da una ciambella di polveri (detta toro) che avvolge il nucleo e che risulta trasparente alle radiazioni nello spettro visibile soltanto ad una certa distanza, data l'alta temperatura del nucleo galattico.

Galassia di Seyfert

La scoperta delle galassie di Seyfert fu dovuta al fatto che alcune galassie, maggiormente a spirale, denotavano regioni centrali più luminose del normale e forti righe di emissione nello spettro. Nel 1974 le galassie di questo tipo furono distinte in due sottocategorie: le Seyfert-1 e le Seyfert-2.
Le Seyfert-1 sono caratterizzate da due tipologie di righe: permesse (molto larghe, larghezza a metà altezza corrispondente a velocità comprese tra 1000 e 10000 Km/s) e proibite (strette, con velocità di 1000 Km/s al massimo).
Le Seyfert-2 sono caratterizzate da righe permesse e proibite molto simili, con velocità massime di 1000 Km/s.
Dal momento che righe uguali sono originate dalla stessa zona galattica, la differenza tra i due tipi è che nelle Seyfert-2 le due righe hanno origine dagli stessi punti del nucleo galattico.
Più in dettaglio, le righe larghe (permesse) sarebbero originate nella regione chiamata Broad Line Region (BLR): la ionizzazione nelle nubi di questa regione dovrebbe essere dovuta ad un disco di accrescimento molto caldo, a circa 1 Parsec dal nucleo. Le righe più strette derivano dalla Narrow Line Region, più distante dal nucleo.
Analisi più dettagliate dello spettro galattico riuscirono in seguito a suddividere anche le linee larghe, scorgendo una parte centrale stretta molto scura e due ali laterali più chiare. Furono così introdotte delle classi intermedie tra le Seyfert-1 e le Seyfert-2, come ad esempio le Seyfert-1.5, 1.8, ecc..
Le differenze tra le tipologie di Seyfert, tuttavia, potrebbe essere soltanto una questione prospettica legata alla sorgente della radiazione rispetto al toro che circonda il nucleo, che altererebbe lo spettro che giunge a noi.
Essendo una sottoclasse delle AGN, le Galassie di Seyfert ne condividono l'aspetto essenziale per il quale la forte radiazione emessa, che in alcuni casi raggiunge quella enorme dei quasar , è generata dallo spiraleggiamento di materia verso il disco di accrescimento di un buco nero supermassiccio posto all'interno della galassia stessa.
Le galassie di Seyfert tendono ad essere per la maggior parte galassie a spirale di tipo Sa ed Sb. Difficilmente i bracci raggiungono un distacco dal nucleo che porta ad un tipo Sc. Galassie di Seyfert ellittiche sono davvero molto rare.

Queste galassie sembrano rappresentare una fase di attività della vita di una galassia, intermedia tra le galassie normali (fase calma) e i quasar (fase molto attiva).

Ram Pressure Stripping e AGN

Uno studio di Agosto 2017 a cura dell'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) e pubblicato su Nature cerca di far luce su uno dei misteri che avvolgono le galassie dal nucleo attivo. 

Galassie "medusa" osservate tramite il VLT di ESO

Osservazioni operate tramite MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) montato a bordo del Very Large Telescope (VLT) di ESO ha rivelato che sei galassie su sette, tra quelle soggette a ram pressure stripping, hanno un nucleo attivo, ovvero un buco nero supermassiccio in fase di accrescimento. Si tratta di un tasso molto alto, visto che al di fuori di questa particolare tipologia di galassie il tasso è di una su dieci. 

Le "ram pressure stripping" sono galassie che, in preda a vortici gravitazionali, vengono "richiamate" verso il centro di ammassi galattici, laddove incontrano del gas caldo con un conseguente attrito che fa perdere gas alla galassia in caduta. Per saperne di più si consiglia di ascoltare quanto detto dalla Dott.ssa Barbara Catinella di ICRAR durante una delle nostre dirette

Esiste quindi un link molto forte tra ram pressure stripping e galassie attive, un link che non era stato predetto e che non era mai stato osservato finora. Parte del gas non viene, quindi, rimosso ma va ad alimentare il buco nero centrale attraverso un processo che non era stato previsto, un nuovo pezzo del puzzle nel processo che lega il buco nero alla propria galassia. 

 


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