L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
Login  -  Registrati  -  Dimenticato i dati?

Classificazione delle galassie

Herschel

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

Ventisette galassie nane oggetto di studio
 
Ventisette galassie nane oggetto di studio
 
Lo studio di 27 galassie nane, portato avanti a inizio 2018, ha evidenziato una enorme varietà nei processi di formazione stellare il che fornisce molti dettagli sull'universo primordiale visto che le galassie nane sono indiziate come le più antiche, visto che le galassie giganti dovrebbero essere il risultato della fusione di galassie minori che, nonostante l'aggettivo "nane", sono in possesso comunque di una gran quantità di materia, soprattutto oscura.
Il campione di galassie è stato osservato per testare dei modelli in grado di tener conto del maggior numero di parametri possibili, tra la quantità di materia barionica e quella oscura, la compressione del gas e il suo riscaldamento iniziale fino ad arrivare alle prime supernovae e all'arricchimento chimico. I modelli sono stati confrontati con la situazione osservativa delle nane del Gruppo Locale. I risultati hanno evidenziato che il modello migliore dipende dalla densità della materia oscura e della materia barionica: questo parametro va a segnare il processo di formazione stellare visto che se la materia è dispersa in termini eccessivi, l'idrogeno sarà troppo caldo e finirà con l'evaporare stoppando la formazione stellare. La formazione di nuovi astri dipende quindi dalla densità dell'alone di materia che protegge la galassia stessa.

 

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

NGC 1277 ripresa da HST

NGC 1277 ripresa da HST

Nei nostri paraggi cosmici esiste una galassia che negli ultimi 10 miliardi di anni è rimasta uguale a sé stessa, consentendo di ottenere preziose informazioni su origine ed evoluzione delle prime galassie. Si chiama NGC 1277 e alla sua nascita il tasso di formazione stellare era mille volte quello attuale della nostra Galassia. Da allora le cose sono cambiate visto che la galassia è divenuta di colpo quieta, una "red and dead" che anziché posizionarsi nell'universo distante occupa una zona a noi vicina, una occasione unica. In genere queste galassie hanno il doppio delle stelle della Via Lattea ma le dimensioni sono in genere un quarto rispetto alla nostra. Lo stato di abbandono stellare è indicato dai globulari: NGC 1277 manca totalmente di globulari azzurri, i più giovani, il che significa che le stelle hanno smesso di formarsi molto presto e che la galassia non è stata sottoposta a processi di interazione con galassie minori. Sebbene NGC 1277 sia parte dell'Ammasso del Perseo, si muove a una velocità talmente elevata (due milioni di miglia orarie) da non entrare in fusione con altri membri dell'ammasso e, trovandosi nei pressi del centro, la presenza di gas caldo impedisce le temperature necessarie a formare stelle.

 
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
 
SDSS J162702.54 vista da HST. Credit ESA/Hubble & NASA
 
SDSS J162702.54 vista da HST. Credit ESA/Hubble & NASA
 
Anche l'immagine in alto rappresenta una probabile passata collisione tra due galassie simili alla Via Lattea: dopo un lungo braccio di ferro le due galassie si acquietano in un oggetto tondeggiante come questa galassia ellittica battezzata SDSS J162702.56+432833.9. La zona centrale acquisisce una tonalità bluastra a causa del rinvigorito tasso di formazione stellare ma si tratta di un fenomeno di breve durata visto che la galassia acquisisce ben presto la colorazione rossiccia che domina le galassie ellittiche. 
 

NGC 6240, dati di Chandra

NGC 6240, dati di Chandra

Una soppressione della formazione stellare avviene anche in presenza di fusione tra due galassie e un caso emblematico è quello osservato per la galassia nascente NGC 6240, frutto della fusione - ancora in atto - tra due galassie minori. I dati di Chandra mostrano una struttura a "farfalla" originata da due flussi di diversa natura: un primo getto, esteso verso nord ovest, è generato dal vento stellare e dal gas emesso dalle stelle come attività naturale; un secondo getto, verso sud est, proviene invece dall'attività della coppia di buchi neri supermassicci che si stanno fondendo in seguito alla fusione delle galassie ospiti. Si tratta della prima osservazione in grado di mostrare la diversa natura dei due outflows, ed il materiale espulso dalla coppia è misurato in 100 masse solari ogni anno, un numero che va ad incidere notevolmente sulla futura capacità di formare stelle.

Una Anello di Einstein da lente gravitazionaleUna nuova categoria di galassie è emersa dai dati di Herschel ATLAS (H-ATLAS) a fine 2017 ed è rappresentata da galassie molto brillanti nel lontano infrarosso, a testimonianza di una quantità di polvere decisamente elevata. Inizialmente la survey è servita a effettuare una stima della quantità di polvere presente nelle galassie distanti miliardi di anni luce, ma non si aveva percezione della quantità davvero "astronomica" che sarebbe stata rilevata. E' stato creato quindi un censimento di 15 mila galassie, molte delle quali amplificate da un effetto di lente gravitazionale fondamentale per lo studio dei particolari. Il risultato finale è una classe di galassie caratterizzata da una elevata quantità di gas e da un tasso polvere/massa stellare più alto di qualsiasi altra tipologia di galassia. La nuova classe è stata battezzata BADGERS (Blue and Dusty Gas Rich Galaxies) e racchiude molti misteri visto che la polvere - molto fredda - potrebbe nascondere gran parte della radiazione ottica. 
Tutte le teorie evolutive delle galassie, a oggi, si basano sull'assunto fondamentale della divisione in due classi fondamentali e nette: galassie con formazione stellare e galassie in quiete. Questo assunto è basato soltanto sui dati ottici, che mostrano galassie blu (con formazione stellare) e altre rosse (senza formazione stellare e quindi in quiete), senza vie di mezzo. L'esistenza di queste due classi implica la presenza di un processo catastrofico che a un certo punto trasforma una galassia con formazione stellare in una galassia "morta". Molte delle galassie osservate da H-ATLAS cadono invece in una linea di confine, una "green valley" tra blu e rosso: sembrerebbe esistere un solo tipo di galassia, senza alcun passaggio dall'una all'altra categoria in seguito a chissà quale misterioso evento. L'evoluzione galattica sembra quindi affrontare un passaggio dolce, con una via di mezzo che viene attraversata in maniera tranquilla. 

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.

Il piano fondamentale delle galassie

Esiste una relazione tra raggio efficace, brillanza superficiale media e dispersione di velocità centrale nelle galassie ellittiche.

  • Il raggio efficace è quello entro cui viene emessa metà della luce galattica, indice della dimensione.
  • La brillanza superficiale media è la densità media della luce galattica, e indica la concentrazione verso il centro. Insieme al parametro precedente indica la disposizione delle stelle.
  • La dispersione di velocità stellare aumenta al diminuire della distanza dal centro. Indica il moto delle stelle e proviene dallo spettro galattico.

Abell 1689. Credit Hubble Space Telescope, NASACalcolando i tre parametri (ciascuno dei quali può essere derivato dagli altri due) si scopre che le galassie si dispongono su un piano, chiamato piano fondamentale delle galassie (ellittiche) e che consente di misurare la distanza delle galassie, la loro struttura e l'evoluzione. La relazione consente di predire l'andamento del piano per sistemi galattici in equilibrio, caratterizzati da un rapporto massa/luminosità costante, ma le previsioni si discostano dalle osservazioni il che evidenzia la presenza di disturbi indotti da qualcosa di non visibile come la materia oscura oppure da popolazioni stellari di diversa luminosità. Diverse posizioni sul piano di galassie poste a diverse distanze indicano le evoluzioni delle galassie stesse (Università di Padova, Dicembre 2017, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society). Tramite osservazioni effettuate da Hubble, Very Large Telescope e Gemini North è stato possibile isolare la parte sferoidale delle galassie presenti in Abell 1689, comprendendo quelle a spirale e lenticolari, scoprendo che anche questa zona più centrale, isolata dalle zone periferiche, può essere ricondotta al piano fondamentale delle galassie ellittiche, il che consente una approssimazione tra il centro delle galassie maggiori e le piccole galassie ellittiche.

GalassieI

l percorso delle stelle all'interno delle galassie giovani è decisamente ordinato lungo il disco galattico ma man mano che la galassia cresce ed invecchia il loro moto si fa più disordinato in tutte le direzioni. Per misurare la forma delle galassie, alcuni ricercatori a inizio 2018 sono andati a misurare il moto delle stelle con uno strumento chiamato SAMI, montato sull'Anglo-Australian Telescope a Siding Spring. Il campione è stato formato da 843 galassie di tutti i tipi e un ampio range di masse ed ha mostrato una decisa correlazione tra età della galassia e morfologia. Con l'invecchiamento galattico si verificano cambiamenti interni e la galassia può andare a collidere con altre, in eventi che gettano disordine nei movimenti stellari. L'età delle galassie può essere misurata attraverso il colore dominante: blu fornito dalle stelle giovani, rosso da quelle antiche. Il legame tra forma ed età era già noto per le galassie più estreme ma questa è la prima volta che lo stesso legame si certifica per qualsiasi tipologia di galassia a prescindere da massa, forma ed età.

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. 

Le immagini che forniscono la prova del doppio pasto

I fenomeni di "pasto stellare" da parte di buchi neri sono all'ordine del giorno e anche la nostra Via Lattea si concede qualche spuntino ogni tanto, con l'ultimo pasto evidenziato dalla presenza delle "Bolle di Fermi" che sporgono dal profilo galattico. Uno dei casi più flagranti è rappresentato dalla galassia J1354, che evidenzia i segni di due pasti consumanti in appena 100 mila anni: le osservazioni mostrano due diversi segni di "alimentazione" per questa galassia distante 900 milioni di anni luce puntata da Hubble Space Telescope e da Chandra X-Ray Observatory unitamente al Keck Observatory a Mauna Kea. A procurar cibo a J1354 sembrano due flussi stellari provenienti da una galassia compagna: il materiale si sarebbe disposto in orbita intorno al centro di J1354 per poi essere divorato in due punti orbitali differenti. Una emissione è visibile nella zona sud del centro galattico mentre nella zona nord si nota un loop di gas più recente derivante dall'avanzamento di un fronte d'urto.

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. 

Regione cetrale di M77. Credit HST

Regione cetrale di M77. Credit HST

Il toro rotante di polvere intorno a un buco nero supermassiccio è stato osservato direttamente per la prima volta grazie ad ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) a inizio 2018 sebbene la teoria lo indicasse come reale già da decenni. L'osservazione può dire molto riguardo il legame di crescita tra buco nero e galassia visto che intuitivamente maggiore è la dimensione di uno e maggiore sarà la dimensione dell'altro, ma in realtà la diversit di massa è notevole. Oggetto di osservazione è stato il centro di M77, una galassia dal nucleo attivo (AGN): le immagini sono riuscite a risolvere una struttura gassosa e compatta con un raggio di 20 anni luce e questa struttura ruota intorno al buco nero, come atteso dall'Unified Model of AGN. La chiave di volta è stata la selezione dell'emissione molecolare, osservando l'emissione a microonde delle molecole di HCN e di HCO+, che emettono soltanto in gas denso.  Il toro sembra avere una asimmetria mentre la rotazione non va a seguire la gravità del buco nero in maniera fedele, contenendo anche una componente di moto randomico. Questo indica una violenta storia per l'AGN, fatta probabilmente di fusione con galassie minori. 

Simulazione dell'evoluzione di un getto a 32600 anni. Credit Nature Astronomy, Gourgouliaos et al.I getti che provengono dalle zone circostanti un buco nero supermassiccio (dal suo disco di accrescimento) appaiono molto ben collimati e stabili e spesso si mostrano luminosi anche a distanze elevatissime. Non tutti, però, visto che altri getti sembrano sparire subito, ancora dentro la galassia che li genera. 

L'instabilità che disintegra questi getti è simile alla turbolenza che si osserva nell'acqua che scorre in un tubo curvo: i getti hanno una forma stretta ed ovale e questo conferisce loro un profilo curvo. Proprio qui risiede la vulnerabilità di questi getti, in un punto chiamato punto di riconfinamento. Una volta disintegrati, i getti rilasciano calore il che li rende più facilmente individuabili ai telescopi. 

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. 

Un esempio di curva di luce (sinistra) e spettro (destra) di una CL AGN. Credit Yang et al, 2017

Un esempio di curva di luce (sinistra) e spettro (destra) di una CL AGN. Credit Yang et al, 2017

Alcune AGN vengono raggruppate in una categoria speciale, quella delle "changing-look" (CLAGN). Si tratta di AGN in evoluzione e man mano che le osservazioni migliorano il loro numero sale (arXiv, 22 Novembre 2017, Peking University). I cambiamenti riguardano le due tipologie principali di AGN, da Type 1 a Type 2 e viceversa. Fino allo studio del 2017 il numero di oggetti scoperti era inferiore a 20 mentre lo studio ne ha aggiunti ben 21 tutti in un colpo, andando a analizzare i dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS) unitamente a quelli del Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST). Dei ventuno oggetti, 8 sono passati da Type 1 a Type 2, undici da Type 1 e Type 1.9 e gli altri due da Type 1 a Type 1.8. Quindici degli stessi oggetti mostrano una variazione nel medio infrarosso superiore a 0,2 magnitudini. 

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.

Il moto del gas intorno a un buco nero supermassiccio può essere misurato dalle righe di emissione nel gas, soprattutto quella dell'idrogeno. I modelli dicono che il raggio di queste righe dovrebbe arrivare a poche migliaia di Unità Astronomiche di distanza ma gli AGN sono estremamente distanti ed è difficile ottenere conferma osservativa. Ci si può basare sulla mappa di riverbero e così i dati di quattro AGN ottenuti con questa tecnica sembrano ripercorrere molto bene quanto previsto dai modelli, con raggi misurati tra 1600 e 4000 UA

Arp 220

L'AGN più vicino è Arp 220, consistente in una coppia di nuclei attivi separati da 1200 anni luce e formatisi in seguito a una fusione galattica. Ciascuno dei due buchi neri ha un disco di gas molecolare di poche centinaia di anni luce con una zona di formazione stellare evidente. Le osservazioni spinte di ALMA, in banda submillimetrica, sono riuscite a separare le componenti legate alla polvere da quelle legate al gas. Ciascun nucleo consiste di due strutture concentriche, la più ampia delle quali è probabilmente associata al disco con starburst mentre l'altra, di circa 60 anni luce, contribuisce per il 50% alla luminosità sub-millimetrica, circa il doppio delle stime precedenti.

Rappresentazione artistica di buco nero supermassiccio circondato da materiale caldo. Credit Nahks Tr’Ehnl (www.nahks.com) and Catherine Grier (The Pennsylvania State University) and the SDSS collaboration

Rappresentazione artistica di buco nero supermassiccio circondato da materiale caldo. Credit Nahks Tr’Ehnl (www.nahks.com) and Catherine Grier (The Pennsylvania State University) and the SDSS collaboration

La misurazione della massa effettiva dei buchi neri supermassicci migliora man mano che migliorano le strumentazioni a disposizione degli scienziati. A gennaio 2018, durante l'American Astronomical Society Meeting, sono stati presentati i dati relativi a tantissimi buchi neri supermassicci da parte della Pennsylvania State University, dati che potranno fornire informazioni essenziali sulla crescita e l'evoluzione galattica nel tempo. Lo studio dei quasar, in particolare, riconduce inevitabilmente alle caratteristiche del buco nero che lo alimenta ma anche della galassia intera. Il problema è sempre stata la misurazione della massa del buco nero, che in genere viene portata avanti misurando il moto del gas e delle stelle circostanti. Il metodo, però, non funziona a distanze elevate e così è stata utilizzata la tecnica chiamata "reverberation mapping" e consistente nel confrontare la luminosità della luce proveniente dal gas vicino alla zona centrale con quello del gas più distante. Le variazioni che si verificano nella prima zona hanno impatto sulla seconda più distante ma la luce richiede tempo per fare il viaggio verso l'esterno (riverbero) e questo fa sì che il tempo di ritardo possa essere misurato per determinare quanto sia distante il gas esterno dal buco nero centrale. Data la distanza, la massa del buco nero può essere misurata. Non si tratta di un metodo nuovo: già venti anni fa era possibile utilizzarlo per misurare situazioni simili, ma gli strumenti sono migliorati e ora è possibile andare più distanti e misurare un numero di quasar molto maggiore in un colpo solo. Il programma SDSS osserva 850 quasar simultaneamente ma i dati vanno calibrati, normalizzati. Dopo questo processo sono stati portati alla luce dati per 44 quasar, con buchi neri la cui massa varia da 5 milioni a 1.7 miliardi di masse solari.  

Rappresentazione del getto di 3C 84

L'accuratezza delle riprese cresce sempre più e così anche il getto proveniente dal buco nero supermassiccio al centro di 3C 84 (anche nota come NGC 1275 e Perseus A) viene esaltato in nuove immagini del 2018, in grado di arrivare in luoghi spazialmente vicini al buco nero con un miglioramento di un fattore 10. Uno dei misteri dei getti riguarda proprio la loro origine, vista la difficoltà di arrivare fino alle zone più prossime al buco nero, ed è subito balzato agli occhi che già a questa piccola distanza il getto appare decisamente ampio, più delle attese. Una ampiezza simile può implicare il fatto che parte del getto sia lanciato dalla parte esterna del disco di accrescimento che circonda il buco nero. Il getto di NGC 1275 è risultato anche molto diverso da quello della vicina galassia M87, l'unica galassia confrontabile in quanto a bontà di dettagli ripresi: la differenza può essere dovuta alla diversa età dei getti visto che NGC 1275 ha rinvigorito il proprio sbuffo poco più di un decennio fa e si sta ancora formando.

Controparte ottica di una delle sorgenti osservate da Spitzer. Credit: NASA/Hubble; Polimera et al. 2018
Non c'è chiarezza su quel che accede o spegne le AGN e neanche sui processi che producono emissione da accrescimento né sui getti di particelle e i loro feedback sulla formazione stellare ma di sicuro le AGN hanno un ruolo fondamentale nell'evoluzione galattica. Particolarmente rilevanti sono le AGN distanti, che portano informazioni sull'universo primordiale ma che sono anche molto difficili da osservare. Storicamente oggetti simili vengono scoperti grazie al colore decisamente rosso dovuto all'oscurazione operata dalla polvere e dalle caratteristiche linee di emissione. 
Quattordici anni di dati ottenuti dallo strumento IRAC a bordo di Spitzer hanno consentito di ottenere informazioni su differenti porzioni di cielo a diverse epoche e a inizio 2018 un team di astronomi ha scoperto - in questi dati - circa mille galassie variabili nell'infrarosso, circa l'1% di tutte le galassie osservate. Si stima che circa l'8% di queste galassie sia di tipo AGN mentre le altre variazioni dovrebbero essere legate a supernovae oppure a dati spuri.

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.

Uno dei misteri decennali dell'universo riguarda i potenti venti di gas freddo presenti intorno ai quasar: una riga di assorbimento che per circa mezzo secolo è rimasta inspiegata ma che appartiene proprio all'azione di gas freddo con elementi pesanti come il carbonio, il magnesio e il silicio. La luce ha quindi viaggiato attraverso questi materiali presenti a velocità di migliaia di chilometri al secondo. Soltanto a fine 2017 le osservazioni ottenute dalla Groningen University tramite il telescopio spaziale Herschel di ESA hanno consentito di far luce sull'origine di questi venti: la potenza delle righe di assorbimento associate a questi venti è direttamente legata al tasso di formazione stellare all'interno della galassia che ospita il quasar: la formazione stellare sarebbe quindi il meccanismo che guida questi potenti venti. La presenza di questi forti venti potrebbe anche spiegare la mancanza di galassie ultra-massive previste invece dai modelli: il vento sarebbe un agente importante per eliminare la possibilità di formare ulteriori stelle (The Astrophysical Journal, Dicembre 2017). 

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.

Il nucleo attivo di 3C 298. Credit ALMALa relazione tra buco nero supermassiccio di un quasar e la formazione stellare della galassia ospite è uno dei campi di studio più attivi e non mancano esempi, come la galassia 3C 298 e il suo nucleo attivo. Proprio dall'osservazione di questo oggetto è stato osservato come il buco nero non si limiti a influenzare la formazione stellare nelle vicinanze, ma in tutta la galassia e quindi anche a grandi distanze. Oggi, nei dintorni cosmici, saremmo portati a dire che la massa del buco nero centrale è legata alla massa della galassia in via diretta ma nell'universo remoto non è così e 3C 298 ci mostra una massa molto più piccola, cento volte, di quella attesa in base alla massa del buco nero che ospita. Questo significa che l'energia del quasar ha controllato la crescita della galassia e che il buco nero era lì prima della formazione della galassia stessa. Le osservazioni si sono avvalse del Keck Observatory adornato dallo strumento OSIRIS (OH-Suppressing Infrared Imaging Spectrograph) e di un sistema di ottica adattiva, unitamente ai dati di Atacama Large Millimeter Array (ALMA). 

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. 
 
Il quasar più distante. Il record di distanza di un quasar, a fine 2017, spetta a Ulas J134208.10+092838.61, distante 13 miliardi di anni dato il redshift calcolato pari a 7.54 (il record precedente era 7.09). Gli strumenti utilizzati per scovarlo sono i telescopi Magellano in Cile, le antenne del Noema Array in Francia e il Very Large Array nel New Mexico, guidati da un team del Carnegie Institution e da uno del Max Planck. La radiazione emanata è pari a quella di 40 mila miliardi di soli e la sua luce mostra che molto del gas è ancora allo stato neutro, spostando un po' in avanti il momento della reionizzazione dell'universo. A parte la distanza, la massa del buco nero è davvero enorme (800 milioni di masse solari) e questo, riportato in un tempo in cui l'universo aveva meno di 700 milioni di anni, continua a far chiedere come si siano create masse così grandi in così poco tempo.  

Il viaggio nel tempo continua con la scoperta di due nuovi quasar ad alto redshift, scoperta avvenuta tramite il VLT di ESO e WISE e pubblicata a marzo 2018. I due oggetti si chiamano VST-ATLAS J158.6938-14.4211 e VST-ATLAS J332.8017-32.1036. Si tratta di oggetti fondamentali poiché attraverso le righe di assorbimento nel loro spettro è possibile ricreare il mezzo intergalattico nel primo universo oltre che conoscere la massa dei buchi neri supermassicci che alimentano la radiazione. Di più di 300 mila quasar noti a oggi, soltanto 290 si trovano a redshift maggiori di 5 e i nuovi arrivati si trovano a redshift compresi rispettivamente pari a 6.07 e 6.32. I due oggetti brillano di magnitudini pari a 19.4 e 19.7 rispettivamente. Il primo quasar possiede un buco nero la cui massa è stimata in 1.8 miliardi di masse solari mentre il secondo vede un buco nero di circa 2 miliardi di masse solari.

Un quasar altamente brillante. Credit ESA/NASA/HubbleIl quasar più attivo è quello legato al buco nero più vorace scoperto a metà 2018: ogni due giorni il buco nero che alimenta l'oggetto divora una massa solare. Il quasar si trova a 12 miliardi di anni luce di distanza e la massa del buco nero si attesta sui 20 miliardi di masse solari, con una crescita dell'1% ogni milione di anni. L'attrito che il gas in caduta incontra fa brillare l'oggetto con un tasso migliaia di volte superiore a quello di una singola galassia e posto al centro della Via Lattea si tratterebbe di un oggetto dieci volte più luminoso della Luna Piena che probabilmente renderebbe impossibile vivere sulla Terra a causa dell'emissione X. 

I dati sono quelli di Gaia e di Wise. A parte i dati, quel che non si riesce a capire è come simili masse possano essere presenti in un universo ancora molto giovane.

Spettro dei due quasar. Credit Li et al, 2018Due nuovi quasar a redshift ~5 sono stati scoperti a metà 2018 e si pongono tra i più brillanti oggetti ad alto redshift al momento della scoperta. Questi oggetti richiedono survey molto ampie per essere scoperti e così non è sorprendente se il primo quasar a redshift maggiore di 5 sia opera della Sloan Digital Sky Survey.  I due oggetti sono chiamati SMSS J013539.27-212628.4 e SMSS J093032.58-221207.7 e si trovano a redshift 4.94 e 4.86 rispettivamente, con magnitudini pari a 18 e 18.11.

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.

Simulazione di CTA 102. Credit INAF/Università di TorinoL'emissione dei blazar è dominata dalla radiazione che proviene da uno dei getti prodotti, puntato verso l'osservatore. L'allineamento amplifica il flusso osservato con un aumento Doppler delle frequenze e una contrazione dei tempi scala di variabilità e proprio un effetto simile è stato osservato in un eccezionale outburst del blazar Cta 102, in grado di aumentare di sei magnitudini il flusso minimo registrato fino alla seconda metà del 2016. Il getto ha presentato una emissione esaltata a diverse frequenze in tempi diversi, assumendo un movimento sinuoso e disomogeneo che ha fin da subito attratto gli scienziati e molti telescopi a diverse frequenze. Cta 102 è stato definito il blazar più brillante mai osservato e il getto dovrebbe aver forma curva, con radiazioni emesse a diverse frequenze da regioni diverse. Il burst sarebbe il risultato di un eccezionale allineamento, avvenuto 8 miliardi di anni fa, della regione a emissione ottica (Nature, INAF, Dicembre 2017). 

Non è detto che quasar spenti lo restino per sempre, anzi, il caso di J1544-0649 (tra Serpente e Vergien, a 2.7 miliardi di anni luce) è emblematico visto che dopo venti anni di silenzio questo blazar di tipo BL Lac ha dato prova di sé il 15 maggio 2017 con una violenta emissione fino allo spettro gamma. Il buco nero che alimenta l'emissione è circa cento volte più grande di SgrA*. Allo sbuffo gamma del 15 maggio è seguita un'altra emissione, in banda X, il 29 maggio: l'oggetto è stato osservato con Fermi, Swift e con il telescopio ottico San Pedro Martir Telescope. Il blazar fa parte di una classe di oggetti istanziata nel 2017 a raccogliere sorgenti come i BL Lac forti a alte energie ma debolissimi in radio (radio-weak BL Lac), ed è il primo di questi oggetti ad accendersi con un burst. A rendere ulteriormente particolare la sorgente è una variabilità di breve periodo che raggiunge un fattore cento, cosa che nei blazar non era mai stata scorta. Il processo che alimenta questo burst non è ancora noto ma le osservazioni continueranno anche in banda radio.

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).

Immagine SDSS di J2118-0732. Credit Yang et al. 2018Una nuova Narrow Line Seyfert-1 con emissione gamma è stata osservata e identificata a inizio 2018: si chiama SDSS J211852.96-073227.5 e potrebbe offrire nuovi spunti per gli studi sull'evoluzione dei getti di radiazione prodotti dai buchi neri centrali. Le "Narrow-Line Seyfert-1" sono AGN con le proprietà delle Seyfert-1 ma con una caratteristica linea di Balmer in emissione, con una forte emissione del ferro e con caratteristiche estreme in banda X. La scoperta è avvenuta tramite il Large Area Telescope a bordo di Fermi della NASA e tramite XMM-Newton, oltre che sui dati della Sloan Digital Sky Survey (SDSS). 

Il buco nero centrale è stimato in 33 milioni di masse solari. 

Blazar, rappresentazioneNon soltanto le grandi galassie con buchi neri altrettanto grandi possono diventare blazar (galassie attive che accelerano particelle a velocità relativistiche in forma di getti collimati, una delle sorgenti più estreme di radiazione gamma), ma anche le galassie più piccole con le giuste condizioni. Affinché i getti dei blazar possano essere così energetici, il buco nero che alimenta il processo deve essere molto massiccio e quindi anche la galassia che lo contiene deve esserlo. La Via Lattea, si pensa da sempre, non sarebbe sufficiente e la sua natura di spirale non aiuterebbe neanche visto che le spirali sono meno massive. 
I primi scossoni sono arrivati dopo le prime osservazioni di Fermi (lanciato nel 2008), che scovarono emissioni gamma da quattro spirali. Nel 2017 si è aggiunto un intero catalogo di galassie a spirale attive (11.101 elementi): le galassie di Seyfert sono galassie attive con buchi neri di massa relativamente piccola ma anziché produrre violenti burst gamma danno vita a radiazione ultravioletta molto forte. Può una galassia a spirale arrivare a emettere in radiazione gamma? Fermi ha osservato le galassie di Seyfert scoprendo 4 emissioni gamma e verificando come tre elementi, prima classificati come blazar, siano adesso galassie di Seyfert. Anche le galassie a minor massa come le spirali, quindi, possono produrre radiazione gamma. Questo implica che il motore delle galassie minori deve essere più efficiente nel processo per eguagliare la radiazione del motore più grande. Resta da verificare se queste sette galassie siano ellittiche o spirali, poiché nel secondo caso (accertabile con immagini ottiche ultraprofonde) occorrerà modificare le condizioni per avere i blazar: basterà un buco nero, a prescindere dalla massa.

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. 

 


Prossima diretta

Occhi al Cielo di Giugno 2018

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Gallery utenti

Partner

Peter Pan Onlus

International Physicist Network

Rigel Astronomia

Media Sponsor

SIAMO IN DIRETTA

Da questo momento puoi accedere alla nostra diretta. Controlla il riquadro sulla destra per aggiungerti alla AstroChat.

ALERT ISS!

La Stazione Spaziale Internazionale sta passando nel cielo in questo momento. Per maggiori informazioni cliccare qui