Insiemi di galassie: gruppi, ammassi e superammassi
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Insiemi di galassie: gruppi, ammassi e superammassi

Le galassie tendono a unirsi tra di loro dando vita a gruppi di galassie, ad ammassi e a superammassi di galassie. Al di là della definizione, la strumentazione ad oggi operante per l'osservazione del cielo ci porta a scoprire sempre più collegamenti delicati tra le singole strutture, collegamenti fatti di gas e stream di stelle.

Le più grandi strutture dell'universo: insiemi di galassie

Le galassie non sfuggono all'attrazione gravitazionale e la loro tendenza è quella di creare gruppi gerarchicamente sempre più grandi. Dai gruppi galattici si arriva così agli ammassi e poi ai superammassi, fino ai filamenti che delimitano i vuoti

La radiazione cosmica di fondo ci pone di fronte a un universo sostanzialmente omogeneo e isotropo, uguale a sé stesso da qualsiasi punto di vista lo si osservi. Questo vale a larga scala visto che nel cielo possiamo distinguere ovunque zone ben delimitate fatte di diverse densità di materia. Da un lato abbiamo la striscia bianca di stelle data dalla Via Lattea, in altra direzione abbiamo un ammasso globulare , altrove una nebulosa e ancora altrove troviamo vuoti giganteschi caratterizzati da apparente totale assenza di materia. Esiste una distanza, quindi, entro la quale l'omogeneità lascia il campo a strutture ben particolari quindi deleghiamo la struttura a larga scala dell'universo agli studi cosmologici mentre in questo contesto ci occupiamo delle singole tipologie di struttura che possiamo incontrare.

Man mano che il progresso tecnologico ha consentito, e consente, di ampliare gli orizzonti e quindi le distanze raggiungibili, gli astronomi si sono resi subito conto che l'universo si compone di strutture sempre più grandi, che prevedono unione di oggetti sempre più grandi. Fino alle osservazioni delle Cefeidi non avevamo neanche appreso di far parte di una galassia ma ben presto ci si rese conto di come la nostra Galassia non fosse sola nel moto universale, scoprendo al tempo stesso come le galassie non siano soltanto un insieme di miliardi di stelle ma anche i mattoni di aggregati via via più grandi, come i gruppi galattici e/o gli ammassi galattici.  E anche gli ammassi sono i mattoni con i quali vengono costruiti i superammassi di galassie, i quali a loro volta sono inquadrati in filamenti a circostanziare i vuoti.

All'interno di queste strutture, a separare le galassie, una massa enorme di gas a elevatissime temperature che definiamo mezzo intergalattico.

La scala dell'universo ci pone quindi davanti a un qualcosa di legato, sistemico. Gran parte di tutto quello che vediamo nel cielo è legato dalla gravità o da qualcosa di diverso tanto che è possibile partire da un oggetto singolo e arrivare, riducendo lo zoom, a strutture sempre più grandi scoprendo che tutto fa parte di una scala via via maggiore. Il Sole è una dei miliardi di stelle della Via Lattea, che è una delle cinquanta galassie del Gruppo Locale, che è uno dei 500 gruppi e ammassi di galassie del superammasso Laniakea. E qui termina la struttura frattale e gerarchica dell'universo legato dalla gravità per entrare in un territorio in cui la gravità, sempre più debole, lascia il posto all'espansione dell'universo. 

Ultimo aggiornamento del: 13/09/2018 16:57:39

Gruppi e ammassi galattici

Le principali strutture gravitazionali che uniscono le galassie sono chiamate gruppi e ammassi, con una discriminante numerica che in realtà è fissata su valori molto arbitrari. Si tratta comunque di strutture decisamente importanti per la cosmologia

I gruppi galattici sono insiemi di galassie i cui limiti sono stabiliti da alcuni principi ritenuti convenzionalmente validi.

Un gruppo di galassie è un insieme di galassie, gravitazionalmente legate tra loro, il cui numero non eccede le cinquanta unità racchiuse in un diametro di circa tre milioni di anni luce e la cui massa totale non eccede le 1013 masse solari.

Un limite è dato anche alla velocità relativa tra le componenti, fissata in 150 chilometri al secondo.

Si tratta di parametri abbastanza rigidi e difficilmente spiegabili, in effetti. A Luglio 2017 un lavoro di S. Paul e R.S. John ha ulteriormente precisato la distinzione tra gruppi e ammassi fissando una massa limite superiore per i gruppi pari a 8x1013 masse solari.

Nei modelli cosmologici la formazione delle strutture osservabili, unite alla materia oscura , deve essere iniziata circa 10 miliardi di anni fa. In genere l'universo ci pone di fronte a gruppi di piccole dimensioni, solitamente costituiti da una ventina di membri, ma il fattor comune per fissare l'appartenenza o meno di una galassia a un gruppo galattico dovrebbe risiedere nel moto della stessa intorno a un baricentro comune a tutte le galassie del gruppo, baricentro evidenziato proprio dal movimento di ogni singola componente. Questo dovrebbe essere vero a prescindere da ogni altro limite arbitrariamente stabilito, a vincere dovrebbe essere l'evidenza gravitazionale. 

La distinzione tra gruppi e ammassi galattici è quindi decisamente sottile, sfumata, una distinzione dialettica che, basata su aridi numeri, potrebbe dar vita a fraintendimenti. Teoricamente, gli ammassi galattici sono insiemi di galassie tenute insieme dalle rispettive forze di gravità.

Un ammasso galattico è un insieme di galassie in numero tra 50 e 1000, con massa totale compresa tra 1014 e 1015 masse solari, con un diametro di almeno 25 milioni di anni luce e una velocità relativa tra le galassie di circa 1000 km/s, velocità che dovrebbe diminuire all'allontanarsi dal centro.

La distanza media tra gli ammassi è di circa 10 Megaparsec.

Ammasso galattico Abell 370. Al suo interno sono notevoli le distorsioni create dall'effetto di lente gravitazionale. Crediti ESA/NASA/Hubble.
Ammasso galattico Abell 370. Al suo interno sono notevoli le distorsioni create dall'effetto
di lente gravitazionale. Crediti ESA/NASA/Hubble. 

Il Teorema del Viriale consente di misurare la massa di un ammasso galattico in stato di equilibrio dinamico. All'interno di un ammasso, ogni galassia è accelerata dalla gravità totale subita da parte di ogni atomo facente parte dell'ammasso stesso. Maggiore è la massa dell'ammasso, quindi, e maggiore è la gravità e quindi maggiore è la velocità con la quale le galassie si muovono nelle loro orbite.

Scovare ammassi di galassie non è di certo una cosa facile, per una strana ironia cosmologica: anche se si tratta di oggetti giganteschi, infatti,quando le distanze aumentano questi diventano molto deboli e difficilmente osservabili. Il primo ammasso fu scoperto da Charles Messier il 15 aprile 1779 sotto forma di oggetti nebulari (interessante per Messier, visto che era un cercatore di comete) e fissi nel cielo (meno interessante, visto che questo eliminava la possibilità che si trattasse effettivamente di comete). William Herschel identificò l'ammasso galattico nella Vergine grazie all'uso di telescopi migliori ma fino al Novecento la comprensione della natura di questi oggetti non venne recepita. Fritz Zwicky iniziò a misurare la velocità relativa tra questi oggetti nebulari, a studiarne le orbite e a scoprirle accomunate da un punto. Oramai l'universo si era aperto, come conoscenza, a galassie distantissime e così la prima catalogazione di ammassi galattici arrivò nel 1950 con George Ogden Abell in seguito a osservazioni dal Palomar Observatory, un catalogo storico in uso ancora oggi e presente, ad esempio, su numerose pulsantiere delle montature automatizzate.

Di passi ne sono stati fatti e le distanze raggiunte sono indubbiamente più consistenti (e gli oggetti sempre più deboli) e così uno studio di Agosto 2017 a cura della Boston University e pubblicato su The Astrophysical Journal ha elaborato una nuova idea in grado di fornire indizi circa la presenza di distanti ammassi galattici: quasi tutte le galassie maggiori hanno un buco nero supermassiccio centrale e questi buchi neri notoriamente divorano materiale emettendo getti visibili a onde radio . Se la galassia che emette questi getti si trova in un ambiente di ammasso galattico, è molto probabile che intorno ci sia del gas e ci siano dei venti in grado di deviare il percorso delle onde radio e dei getti in generale, donando una classica forma a "C" alla radiazione osservata. In questo modo il team è riuscito a elaborare un un nuovo catalogo di potenziali ammassi galattici che un giorno potrebbero avere un ruolo fondamentale anche per la determinazione e caratterizzazione delle componenti oscure dell'universo, come materia e energia oscure.

Montaggio delle immagini di SDSS e IRAC rappresentanti i candidati ammassi galattici COBRA, oggetto di studio. In grigio i dati r-band di SDSS riguardanti l'area intorno alla radiosorgente, in arancione i dati di Spitzer. Crediti Boston University
Montaggio delle immagini di SDSS e IRAC rappresentanti i candidati ammassi galattici COBRA, oggetto di studio. In
grigio i dati r-band di SDSS riguardanti l'area intorno alla radiosorgente, in arancione i dati di Spitzer.
Crediti Boston University

Una metodologia molto utilizzata per determinare la presenza di ammassi galattici, o di proto-ammassi, nel lontano universo consiste nell'approssimarne l'esistenza con l'osservazione di un quasar distante, basandosi sul fatto che i quasar debbano essere alimentati da una densità di massa superiore alla media e che, a quel tempo, addensamenti di massa potessero corrispondere proprio ad ammassi galattici. Circa duecento protoammassi di galassie sono stati osservati tramite Subaru Telescope e Suprime-Cam a una distanza di 12 miliardi di anni luce ma dalle osservazioni è risultata una presenza di quasar molto rara. Inoltre le osservazioni hanno mostato come, in presenza di un quasar, questo sia accompagnato molto spesso da un secondo oggetto simile. Una simile osservazione mette in dubbio il legame tra proto-ammassi e quasar: sono stati campionati 151 quasar luminosi e la gran parte di essi non è assolutamente legata a regioni di densità galattica. A questo punto non solo la relazione ammasso-quasar viene meno ma occorre trovare anche un altro meccanismo, oltre alla densità di un ammasso galattico, in grado di fornire materiale ai quasar stessi. Curiosa è invece la presenza di coppie di quasar all'interno dei proto-ammassi, visto che si tratta di coppie molto rare.

A distanze ancora più elevate è stata scoperta la madre di tutte le fusioni galattiche, che un giorno corrisponderà a un massiccio ammasso galattico: l'evento comprende ben 14 galassie, è stata osservata dalle antenne dell'Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) a una distanza di 12.4 miliardi di anni luce, quando l'universo aveva "appena" 1.2 miliardi di anni, e darà luogo a una delle strutture più massicce mai osservate, un futuro nucleo di un ammasso galattico. Il proto-ammasso è formato da galassie a starburst (intensa attività di formazione stellare), in grado di produrre stelle a un ritmo 1000 volte maggiore rispetto a quanto non faccia la nostra Via Lattea (una massa solare ogni anno) e tutto questo avviene in uno spazio grande "appena" tre volte la nostra Galassia.  Non si tratta soltanto di una notizia affascinante ma anche molto importante poiché considerando la giovane età dell'universo una concentrazione simile di massa va a sfidare molte delle teorie oggi portate avanti. Il proto-ammasso si chiama SPT2349-56 ed è stato dapprima osservato in banda millimetrica nel 2010 tramite Il National Science Foundation's South Pole Telescope per poi proseguire con ALMA
Caso inverso è invece offerto da PKS 1353-341, da sempre ritenuto un quasar isolato e molto brillante, distante appena 2.4 miliardi di anni luce dalla Terra. In realtà la sua estrema luminosità ha nascosto, fino al 2018, un ammasso galattico vero e proprio composto da centinaia di galassie individuali a circondare un buco nero estremamente massiccio, il quasar appunto. La massa totale dell'ammasso è stimata in 690 trilioni di masse solari, contro i 400 miliardi di masse solari della nostra Via Lattea, mentre il buco nero ha una massa stimata in 46 miliardi di masse solari. CIò che stiamo vedendo è quindi una fase molto breve, cosmologicamente parlando, della vita del quasar, fase caratterizzata dalla caduta di materiale nel buco nero e conseguente accensione del quasar a livelli estremamente elevati. Così come è stato scoperto questo ammasso, quindi, altri quasar potrebbero nascondere oggetti simili e la ricerca è appena iniziata. 
Per scoprire o osservare ammassi galattici si possono, in finale, utilizzare svariate tecniche: 

  • imaging e spettroscopia ottica o infrarossa, alla ricerca di zone di maggior densità occupate da galassie allo stesso redshift ;
  • osservazioni X, alla ricerca di emissioni diffuse provenienti dal mezzo intergalattico e da emissioni puntiformi corrispondenti alle emissioni da AGN ;
  • osservazioni radio, alla ricerca di strutture diffuse o puntiformi da utilizzare come traccianti per la localizzazione dei clusters;
  • effetto Sunyaev-Zel'dovich, che si verifica quando gli elettroni caldi del mezzo intergalattico deviano la radiazione della CMB tramite Scattering di Compton, producendo un'ombra nella CMB a frequenza radio
  • lente gravitazionale : gli ammassi galattici contengono abbastanza materia da distorcere le osservazioni riguardanti oggetti posti in linea di vista ma più distanti, secondo l'effetto previsto da Einstein

Composizione degli ammassi

Per quanto riguarda la composizione e la distribuzione delle galassie, è stato osservato come spesso gli ammassi siano formati da galassie ellittiche o irregolari, mentre è difficile riscontrare al loro interno una galassia a spirale se non nelle zone più esterne del raggruppamento. Una possibile spiegazione può essere di tipo evolutivo: le galassie ellittiche deriverebbero dalla collisione di galassie a spirale (anche se alcune simulazioni mostrano come il 70% delle fusioni dia luogo ad altre spirali). Se questo è vero, allora probabilmente la prevalenza di galassie ellittiche è da ricondurre alla maggior concentrazione esistente nella zona centrale, dove la maggior densità spinge a un numero di fusioni senz'altro maggiore rispetto a quanto non si verifichi in periferia. In tal caso, le galassie a spirale che si attestano negli strati più esterni dell'ammasso potranno, in futuro, essere attratte verso il centro e fondersi in altre galassie ellittiche. Sembra una regola, ma come ogni regola ci sono le eccezioni: uno studio del Centre for Astronomy of Heidelberg University pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS) a Agosto 2017 mostra infatti lo strano caso di Abell 2744. Contrariamente alle aspettative al centro dell'ammasso non sono presenti soltanto le galassie più massive ma anche galassie molto estese e debolissime, decisamente rarefatte e note come Ultra-Diffuse Galaxies (UDGs). Se la Terra si trovasse in una galassia di questo tipo, ad esempio, il cielo risulterebbe maculato da pochissime stelle con una leggerissima traccia di disco galattico a solcare il cielo. Sono galassie che producono poche stelle oppure che se le sono viste strappare in passato dalle interazioni gravitazionali con galassie maggiori. Novanta di queste galassie sono state trovate nel cuore dell'Ammasso del Perseo, un insieme molto denso di galassie grandi e piccole distante circa 240 milioni di anni luce. Il mistero riguarda la sopravvivenza di questi oggetti: forse potrebbe entrare in gioco la materia oscura ad evitarne la disgregazione, ma potrebbe essere anche una mera questione di attendere un po' di tempo. L'osservazione è stata portata avanti tramite il William Herschel Telescope da 4.2 metri alle Isole Canarie. 

Ammasso della Fornace. Credit ESO
Ammasso della Fornace. Credit ESO

L'Ammasso della Fornace, nell'immagine in alto ripresa dal Very Large Telescope for Survey (VST) di ESO, dista da noi 65 milioni di anni luce e presenta, nel suo centro, l'interazione gravitazionale tra la galassia NGC 1399 e la più piccola NGC 1387, con la prima che sottrae materia alla seconda. NGC 1399 è una galassia ellittica il cui alone è formato in gran parte dal materiale sottratto alle galassie minori. In tal caso il ponte di materia è evidenziato dalla luce azzurra tra le due galassie. 

Una particolarità riguarda la velocità di rotazione intorno al proprio asse delle galassie di un ammasso, il che potrebbe anche essere un dato utilizzabile per verificare o meno l'appartenenza di una galassia a un dato ammasso: le galassie più pesanti per massa ruotano più lentamente delle compagne più leggere. La rotazione dipenderebbe quindi dalla massa e non, come si pensava fino a tempo fa, dalla densità dell'ammasso in termini di numero di componenti. La scoperta è apparsa su Astrophysical Journal a Agosto 2017 a firma della UNSW Sydney ed è basata sullo studio di 300 galassie, la cui rotazione è stata osservata tramite lo spettrografo SAMI (Sydney-AAO Multi-object Integral field spectrograph). Sono stati presi 61 punti di riferimento sul disco di ciascuna galassia, osservando 13 galassie alla volta. Viene a mancare il link, quindi, tra rotazione galattica e ambiente circostante.

Classificazione degli ammassi

Una prima classificazione di ammassi galattici può utilizzare come discriminante il numero di componenti: la ricchezza di un ammasso non viene calcolata in base al numero in assoluto di galassie ma al numero di galassie brillanti che è possibile contare in un'area di circa 1,5 MParsec dal centro. La classificazione parla di ammassi ricchi e di ammassi poveri.

Seconda discriminante è la forma dell'ammasso, per la quale si ottengono ammassi regolari e ammassi irregolari. Gli ammassi regolari presentano una maggiore concentrazione al centro ed una uniformità di dispersione che li rende quasi sferici, e un esempio è l'Ammasso della Chioma di Berenice. Gli ammassi irregolari, di contro, presentano un livello di concentrazione meno uniforme ed una dispersione che fa assumere all'ammasso stesso una forma più frastagliata, come avviene per l'Ammasso della Vergine. In linea generale gli ammassi galattici sembrerebbero comunque tendere a una normalità data dalla forma ellissoidale, stando a un lavoro datato giugno 2018 e basato sull'effetto del gas intergalattico sulla radiazione cosmica di fondo (effetto Sunyaev-Zel'dovich). La forma deriverebbe da miliardi di anni di evoluzione e da fusioni di componenti grandi e piccole. Gran parte della massa di un ammasso è data dalla materia oscura quindi derivare la forma di uno di questi oggetti non è semplice ma sembra che la forma ellissoidale sia quella più collimante con le osservazioni. 
Una forma "particolare" può essere determinata dalle interazioni gravitazionali di ammassi e in questo contesto si cala, ad esempio, PLCK G287.0+32.9 (arXiv del 6 ottobre 2017), osservato in dettaglio dal Subaru Telescope. L'ammasso è stato scoperto dal telescopio Planck dell'ESA nel 2011 e le prime osservazioni rivelarono una massa molto elevata, pari a circa 1.57 quadrilioni di masse solari. Studi successivi evidenziarono due emissioni radio in direzione dell'ammasso: si tratta di radiazione di sincrotrone diffusa e allungata in entrambi i casi, presentata come archi singoli o doppi alla periferia degli ammassi galattici. Si ritiene che simili strutture possano essere originate dall'accelerazione e ri-accelerazione dovuta allo shock di fusioni. PLCK G287.0+32.9 evidenzia una notevole asimmetria in queste emissioni radio il che porta a uno scenario di fusione molto complesso, tale da indurre un team della Yonsei University di Seoul a indagare tramite lente gravitazionale debole per giungere a una distribuzione di materia oscura . Al Subaru Telescope si è aggiunto poi Hubble Space Telescope e lo studio ha consentito di giungere alle prime limitazioni della distribuzione di massa dell'ammasso ma anche di scoprire cinque sottostrutture. L'ammasso è risultato più massiccio di quanto non fosse ritenuto fino ad allora, con massa di circa 2.04 quadrilioni di masse solari. La massa stessa è dominata dall'ammasso primario con tre sottostrutture che accolgono il 10% della sua massa. La massa dell'ammasso secondario dovrebbe essere inferiore di circa un fattore 10.

Altra classificazione prende come discriminante la misura dell'entropia nel centro dell'ammasso galattico. Due gruppi di studio indipendenti hanno dimostrato infatti come l'entropia del caldissimo plasma interno agli ammassi si distribuisca muovendosi dal centro alla periferia, e ciò è stato riscontrato in tutti gli ammassi: bassa entropia nel centro e alta in periferia. L'entropia è la misura del disordine di un oggetto: laddove al centro sia presente una entropia maggiore, vuol dire che deve essere accaduto qualcosa di estremamente violento. Visto che molti ammassi presentano la zona centrale occupata da una galassia molto massiccia con nucleo attivo (AGN ), si può ritenere che la maggiore entropia sia dovuta all'attività intensa e recente di un AGN che nel tempo ha interagito e sconvolto l'ambiente circostante.

Ultimo aggiornamento del: 14/09/2018 11:21:58

Il mezzo intergalattico

Può sembrare strano ma la gran parte della massa di un ammasso galattico non è compresa nelle galassie che lo compongono ma nel gas presente tra le stesse, un gas che racconta la storia dell'ammasso e che si può riscaldare fino a milioni di gradi

La parte cosmologicamente più interessante degli ammassi galattici non è data dalle galassie componenti ma dal mezzo intergalattico (ICM - IntraCluster Medium), inteso come insieme di gas, polvere, radiazione presente tra le galassie stesse. 
Tra le galassie di un ammasso è infatti presente una enorme quantità di gas in grado di raggiungere temperature in range dai 10 ai 100 milioni di gradi. Gli atomi ionizzati che ne derivano, urtando, emettono raggi X . Il gas intergalattico arriva ad occupare il 10% dello spazio presente tra le galassie ma la sua massa totale è ben superiore alla massa delle galassie presenti. Il resto dovrebbe essere formato da materia oscura , il che è particolarmente importante dal momento che le forze di gravità impresse dagli oggetti visibili non sembrano sufficienti a garantire una coesione tale da far rimanere gli oggetti degli ammassi legati tra loro. La materia oscura dovrebbe essere la causa di questa grande attrazione che tiene unite le galassie.
Le modalità di crescita delle galassie e degli ammassi dipendono da molteplici processi fisici, spesso in competizione, e dal comportamento del gas presente nell'ammasso. Come detto, c'è più massa in questo gas di quanto non ce ne sia in tutte le stelle di tutte le galassie dell'ammasso stesso e proprio questo gas può trovarsi a temperature di dieci milioni Kelvin o superiori. Come risultato, il gas gioca un ruolo fondamentale nell'evoluzione degli oggetti e spesso può essere osservato in frequenze radio, a volte rivelando strutture filamentose. 
L'oggetto 1RXS J0603.3+4214 contiene tre di queste radiostrutture e un grande alone. La struttura radio maggiore si estende per più di sei milioni di anni luce e conta tre distinte componenti che somigliano a uno spazzolino da denti, da qui il nome di "Toothbrush" galaxy cluster
Il "manico" è particolarmente enigmatico visto che il centro è decisamente spostato dagli assi dell'ammasso. L'alone è il risultato della turbolenza prodotta dalla fusione di galassie, anche se ci sono in ballo altre ipotesi. 
Tramite il Very Large Array (VLA) sono state osservate particelle relativistiche, confrontate poi con quanto osservato da Chandra e da altri strumenti. In banda radio, l'ammasso appare avere un perimetro molto sottile, creato da onde d'urto risultanti dalle fusioni. L'alone è simile in entrambe le frequenze, invece. Dato il campo magnetico , o meglio stimato, gli scienziati sono concordi nel dire che lo scenario della fusione è il più probabile per spiegare la strana forma dell'oggetto.
Nella struttura gerarchica dell'universo gli ammassi sono gli oggetti più giovani e massicci tra quelli legati gravitazionalmente e il loro studio può dire molto riguardo formazione ed evoluzione galattica. Informazioni fondamentali vengono proprio dal mezzo intergalattico poiché la massa degli ammassi è tale da intrappolare ogni gas espulso dalle singole componenti, dal che deriva che la sua composizione è determinata dalla combinazione degli shock verificatisi durante gli accrescimenti, il raffreddamento e il feedback termico di tutta la storia dell'ammasso. Comprenderne la storia termica attraverso la mappa dell'entropia è quindi una necessità per lo studio cosmologico di questi oggetti. 

Immagine combinata dai dati di HST e Chandra X-Ray Telescope
riguardante l'effetto ram pressure sulla galassia ESO 137-001.
Crediti ESA/NASA/HST/Chandra

Un fenomeno di particolare interesse dovuto al mezzo intergalattico va sotto il nome di ram-pressure stripping. Quando le galassie si muovono velocemente all'interno di un ammasso galattico, vengono a muoversi all'interno di un mezzo intergalattico abbastanza denso e il risultato è lo stesso di un corridore i cui capelli vengono spostati verso la parte posteriore dal vento, anche se le densità in gioco sono ovviamente inferiori. Galassie simili vedono quindi il proprio gas spostarsi verso la coda, esibendo una forma a "medusa" tipica. Questo processo è noto come ram pressure stripping e finora è stato riscontrato in diverse galassie, ma uno dei requisiti essenziali è la presenza di gas da strappare. In genere, quindi, le galassie sottoposte a ram pressure stripping sono galassie a spirale ricche di gas, ma in realtà lo strumento MUSE applicato al Very Large Telescope (VLT) in Cile ha scovato una coda anche dietro una galassia ellittica, con tanto di bulbi azzurri di formazione stellare, il che fornisce uno scenario unico. Quale può essere la motivazione a tanto gas da strappare in una galassia che dovrebbe aver terminato la propria scorta? La risposta risiede nella elevata possibilità che la galassia stessa sia stata soggetta recentemente a una fusione galattica in grado di rinverdirla dal punto di vista del gas, oppure che i bulbi che si vedono siano galassie nane andate in collisione con la maggiore. Altra coda è stata esposta da NGC 4569, posta nell'ammasso della Vergine e osservata dalla MegaCam del CFHT (Canada France Hawaii Telescope) da un team di ricercatori del Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). La galassia ha mostrato una straordinaria "coda" che si estende per cinque volte la sua stessa dimensione, per circa 300 mila anni luce.  La galassia, posta a 45 milioni di anni luce da noi, si sta muovendo a 1200 km/s nell'ammasso e le stime dicono che circa il 95% del mezzo interstellare interno alla galassia sia già stato rimosso dal disco, limitando notevolmente la capacità di creare stelle. 

L'immagine in basso offre una doppia visione di ESO 137-001, mostrando in una immagine i soli dati ottici di Hubble Space Telescope e nella sovraimpressione la foto composita ottenuta da Hubble e dai dati in banda X di Chandra X-Ray Observatory.

Come chiaro, l'appartenenza di una galassia a un ammasso galattico finisce per influire notevolmente sulla evoluzione della galassia stessa e questa influenza viene espressa attraverso due meccanismi quali interazione gravitazionale e ram-pressure stripping. Entrambi i processi strappano gas dal disco delle galassie a spirale e inibiscono la formazione stellare. In realtà esiste anche un terzo meccanismo che porta a risultati simili, ed è legato alla presenza di un buco nero  massivo centrale e al disco di accrescimento dello stesso. Quale dei processi sia dominante è difficile a dirsi. 

La galassia NGC 4569, vista prima, è molto massiva il che lascia sorpresi al pensiero che neanche la enorme forza gravitazionale di questo mostro sia stata sufficiente a mantenere il proprio gas. Era sempre stato ipotizzato che, in galassie simili, il ruolo maggiore fosse svolto dall'attività dei buchi neri centrali ma le nuove immagini mostrano, invece, che il protagonista è proprio il mezzo intergalattico e la sua pressione. Anche dati della Sloan Digital Sky Survey e della Arecibo Legacy Fast ALFA Survey hanno preso in esame l'argomento studiando ben undicimila galassie di ammassi. Queste galassie sono immerse in quel che si pensa possano essere aloni di materia oscura , ciascuno con massa diversa. Il moto delle galassie in questi aloni e lo stesso mezzo intergalattico producono l'effetto già indicato con ram-pressure stripping, il quale ha anche l'effetto di raffreddare le stelle esistenti rendendole più anziane. Le galassie vengono in pratica soppressere dal mezzo intergalattico. Tra l'altro, il fenomeno è presente anche in gruppi galattici, quindi con un numero minore di galassie in gioco. 

Ultimo aggiornamento del: 17/09/2018 19:29:36

Filamenti e superammassi di galassie

Galassie singole, gruppi e ammassi galattici si dispongono nella rete dell'universo lungo strisce sottili che vengono chiamate filamenti, e all'intersezione di questi la densità maggiore crea quelli che chiamiamo superammassi galattici

Fino agli anni Ottanta del secolo scorso si riteneva che gli ammassi galattici fossero le strutture più grandi ma le osservazioni misero di fronte gli astronomi a oggetti ancora più grandi, formati dall'aggregazione degli ammassi stessi. 
I superammassi sono insiemi di gruppi e ammassi galattici e rappresentano ad oggi le più grandi strutture del cosmo, abbracciando aree di centinaia di milioni di anni luce in grado di contenere migliaia di galassie. Ad oggi si contano nell'universo circa 10 milioni di superammassi galattici
L'esistenza dei superammassi è stata postulata inizialmente da George Abell nel 1958 all'interno dello storico catalogo, con il nome di "ammassi di secondo ordine" o di "ammassi di ammassi". Nella struttura a larga scala dell'universo gli ammassi sono disposti lungo dei sottili corridoi chiamati filamenti e proprio all'incrocio di questi filamenti viene a trovarsi una densità di ammassi tale da dar vita ai superammassi di galassie.

I filamenti rappresentano enormi formazioni allungate, le cui estensioni arrivano a centinaia di milioni di anni luce e che formano la demarcazione tra i grandi vuoti dell'universo. Proprio i filamenti, quindi, collegano gli ammassi galattici separando le zone di vuoto che danno vita alla forma spugnosa dell'universo a grande scala. 

Ad aprire la strada a queste grandi strutture fu l'individuazione del Complesso di superammassi dei Pesci-Balena a opera di R. Brent Tully nel 1987 e della Grande Muraglia CfA2 appena due anni dopo.

Il Filamento dei pesci-Balena mette in linea una serie di superammassi comprendenti il Superammasso della Vergine che ci ospita. La sua lunghezza è stimata in un miliardo di anni luce, per una larghezza di 150 milioni di anni luce, e in questa area accoglie sessanta strutture tra ammassi e superammassi per una massa totale di circa 1018 masse solari.  Viene suddiviso in cinque zone, date dal Superammasso dei Pesci-Balena, dalla Catena Perseo-Pegaso, dalla Catena Pegaso-Pesci, dalla Regione dello Scultore e dal Superammasso della Vergine-Idra-Centauro. 

La Grande Muraglia CfA2 (o Grande Parete), scoperta nel 1989, si trova a circa 200 milioni di anni luce di distanza dalla Via Lattea e misura - come dato stimato - 500 milioni di anni luce in lunghezza, 300 milioni di anni luce in larghezza e appena 15 milioni di anni luce in spessore, somigliando quindi a una sorta di nastro cosmico. La sua scoperta si basò sui dati della CfA Redshift Survey.  

Con il tempo la rete cosmica si è arricchita notevolmente di oggetti giganteschi come lo Sloan Great Wall, scoperto nel 2003, lo Huge-LQG (Large Quasar Group) e il Great GRB Wall, scoperto nel 2013 e con una estensione totale di oltre 10 miliardi di anni luce.

Lo Sloan Great Wall, scoperto tramite Sloan Digital Sky Survey (SDSS), si compone di galassie con redshift tra 0.04 e 0.12 risultando quindi relativamente vicino.

Rappresentazione dello Sloan Great Wall. Credit M. Einasto, H. Lietzen et al.
Rappresentazione dello Sloan Great Wall. Credit M. Einasto, H. Lietzen et al.

L'immagine evidenzia la presenza dei gruppi (cerchi) nello Slaon Great Wall, con i colori a rappresentare il superammasso di appartenenza. La dimensione dei cerchi denota l'estensione spaziale del gruppo in base a come potremmo vederlo nel cielo. Da notare è l'estensione allungata dei superammassi. 

Il Great Wall appare composto di cinque superammassi massivi (le masse sono comprese tra 1015 e 1016 masse solari). Due dei cinque contengono circa tremila galassie ciascuno (superammassi 1 e 2) mentre gli altri risultano composti da poche centinaia di galassie visibili. Ciascun superammasso, a sua volta, si compone di un nucleo denso di galassie, con i superammassi più ricchi che presentano invece più nuclei composti da decine o centinaia di gruppi galattici. E' in questi nuclei che si formano le strutture più grandi legate gravitazionalmente. La comprensione di oggetti simili, tuttavia, è ancora tutta da verificare dal momento che - già dalla mappa - i due superammassi maggiori presentano una forma diversa (più allungata il primo, più ramificata il secondo) che può raccontare storie di formazione diverse, ancora da scoprire. 

Sloan Great Wall e Filamento Pesci-Balena nella mappa della 2dF Survey. Crediti 2dF Survey
Sloan Great Wall e Filamento Pesci-Balena nella mappa della 2dF Survey. Crediti 2dF Survey

Lo Huge LQG (Large Quasar Group) comprende 73 quasar e misura circa 4 miliardi di anni luce, risultando ad oggi il secondo oggetto per dimensioni dopo la Grande Muraglia di Ercole-Corona Boreale (NQ2-NQ4 GRB). Venne annunciato l'11 gennaio 2013 ancora dai dati della Sloan Digital Sky Survey e misurato in 1.24 GPc di lunghezza per 640 MPc di larghezza e 370 MPc di spessore. La massa complessiva è di 6.1x1018 masse solari e dista 9 miliardi di anni luce (redshift z=1.27).

A inizio 2013 una strana densità di GRB proveniente da una stessa regione ha rivelato la presenza di una overdensity nei quadranti galattici NQ2, NQ3 e NQ4, dando vita alla regione NQ2-NQ4 GRB overdensity chiamata erroneamente anche Grande Muraglia di Ercole-Corona Boreale dopo che un giovane filippino, letta la notizia, creò la voce su Wikipedia. I GRB registrati sono diciannove e hanno un redshift compreso tra 1.6 e 2.1. La struttura deriva dalla bassissima probabilità del verificarsi di così tanti GRB in un'area così limitata di cielo e proprio per questo motivo deve esserci una densità di materia maggiore della media in una zona che abbraccia 6-10 miliardi di anni luce. La forma, abbastanza circolare, rende la struttura più simile a un superammasso piuttosto che a un filamento: l'estensione si aggira sui 10 miliardi di anni luce e abbraccia venti costellazioni. 

Mappa dell'universo entro 1 miliardo di anni luce dalla Terra. Crediti Wikipedia
Mappa dell'universo entro 1 miliardo di anni luce dalla Terra. In evidenza filamenti, superammassi e vuoti.
Crediti Wikipedia

 

Ultimo aggiornamento del: 14/09/2018 00:12:10