Le galassie, formazione e morfologia
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Le galassie, formazione e morfologia

Considerate universi-isole, le galassie sono giganteschi raggruppamenti di gas, polvere e stelle ma possono presentarsi in modi molto diversi. I primi misteri riguardano la formazione delle galassie, dipendente in gran parte dal ruolo della materia oscura. Classificazione morfologica delle galassie: tra spirali,ellittiche e irregolari.

La scoperta delle galassie

Può sembrare strano ma il concetto di galassia è molto recente, più di quanto si possa immaginare. Insieme alle galassie è stato scoperto anche quanto in realtà possa essere grande l'universo. Una storia fatta di Wright, Leavitt, Hubble e Shapley

Le galassie sono vasti insiemi di stelle e di materiale interstellare, come polveri e gas, tenuti insieme da attrazione gravitazionale. Oggi diamo per scontata la presenza delle galassie nell'universo e la nostra stessa appartenenza a uno di questi oggetti, ma si tratta di una conquista concettuale relativamente recente.
Quando Charles Messier elaborò il proprio catalogo non ebbe molto a che pensare riguardo la natura degli oggetti che andava inserendo in lista. Il suo catalogo nasce per indicare oggetti da non confondere con le comete, in un lavoro di aiuto ai cacciatori di questi oggetti, quindi tutti gli oggetti di Messier sono accomunati essenzialmente dal fatto di non essere una cometa . Era troppo presto, alla metà del Settecento, per sapere in realtà di cosa potesse trattarsi. Si trattava di "nebulae", oggetti non puntiformi ma diffusi.
A quel tempo, inoltre, non si avvertiva neanche il problema delle distanze degli oggetti cosmici: tutto ciò che si vedeva in cielo era dato più o meno alla stessa distanza. Così le stelle e così gli oggetti di natura più diffusa. Eppure qualcosa che destava un po’ di sospetto c’era, ed era racchiuso in due oggetti che sembravano nettamente diversi da tutti gli altri. 

Il primo di questi oggetti si stagliava imponente nel cielo da un orizzonte all’altro passando per Sagittario, Scorpione e risalendo per Cigno, Cassiopea in estate ed Orione in inverno. Un immenso cerchio che sembrava avvolgere il nostro cielo, fasciandolo come un nastro, noto fin dai tempi antichi ed indicato con il nome Via Lattea
Il secondo oggetto era invece una macchiolina sfocata che, ai telescopi, sembrava abbastanza grande e diversa da tutte le altre. Anche questo oggetto era già abbastanza famoso e Messier lo indicò nel suo catalogo con il numero 31, ad indicare la "nebula" in Andromeda.

M 31 nel cielo. Tra tutte le stelle puntiformi, a destra appare un oggetto diffuso, nebulare. Crediti Barbara Mantegazza
M 31 nel cielo. Tra tutte le stelle puntiformi, a destra poco sopra l'albero appare un oggetto diffuso, nebulare.
Crediti Barbara Mantegazza

Al primo di questi oggetti si dedicò nel 1750 l'inglese Thomas Wright nella sua opera "Original Theory of New Hypothesis of the Universe". Wright, nel suo libro, avanzò l'ipotesi per la quale le stelle potessero essere in realtà disposte su una lastra di spessore finito ma immensa ed estesa in tutte le direzioni del piano. Il sistema solare si sarebbe quindi trovato in mezzo a questa lastra, ed è per questo motivo che vediamo molta più luce osservando in direzione del piano rispetto a tutte le altre direzioni.
La nebula in Andromeda è raccontata per la prima volta in via ufficiale ufficiale nel 964 d.C. a firma dell'astronomo persiano Abd al-Rahman al-Sufi, che la indicò come una "piccola nube". Ora, anche nel Catalogo di Messier appariva chiaro come alcuni oggetti fossero ammassi di stelle come le Pleiadi mentre circa un terzo fosse rappresentato da macchie più o meno ellittiche e lattescenti, irrisolvibili in stelle. La più visibile era proprio quella catalogata al numero 31.  
Il primo ad ipotizzare un legame tra la Via Lattea e la Galassia di Andromeda fu Immanuel Kant, che - basandosi sulla teoria di Wright - nel suo libro del 1755, "Storia generale della natura e teoria del cielo", avanzò l'idea per la quale questi oggetti indistinti potessero essere dischi stellari proprio come la nostra Via Lattea, molto distanti e quindi evanescenti, con una forma ellittica giustificata dall'obliquità della posizione rispetto ai nostri occhi.
L'idea prese piede nell'Ottocento ma qualche evento che turbava gli animi: ogni tanto, in alcune di queste "nubi", si accendevano stelle che divenivano più visibili di tutta la "nube" stessa. La reazione di fronte a questi eventi è ben spiegata da Agnes Mary Clerke, che nel 1893 scriveva: "Se tali nebulose fossero composte di astri similari al Sole, le sfere di incomparabile ampiezza da cui la loro debole luce veniva quasi cancellata devono essere state di una scala di grandezza tale che l'immaginazione si rifiuta di concepirla".
Anche oggi la nostra immaginazione non riesce a concepire questi eventi, ma sappiamo che esistono e li abbiamo chiamati esplosioni di supernova .

Curtis e Shapley, autori del Grande Dibattito.
Curtis e Shapley, autori del
Grande Dibattito.

Intorno al 1920 la discussione principale in cosmologia era proprio la dimensione dell'Universo conosciuto, allora ancora non distinto dalla Via Lattea. Allo Smithsonian Museum of Natural History di Washington, il 26 aprile 1920, andò in scena quello che passò alla storia come Grande Dibattito. Autori della discussione furono Harlow Shapley del Mount Wilson Observatory e Heber Curtis, direttore dell'Allegheny Observatory di Pittsburgh. Il primo, sulla base della misura della distanza degli ammassi globulari, propendeva per una certa misura dell'universo mentre Curtis, basando il proprio discorso sulle "nebulae a spirale", propendeva per la presenza di oggetti esterni alla Via Lattea. La misura ottenuta da Shapley tuttavia rendeva questi oggetti ancora appartenenti alla Via Lattea e, senza ulteriori possibilità di osservazione, il Dibattito non terminò con un "vincitore" anche perché, alla luce dei risultati successivi, entrambi avevano ragione. Shapley aveva ragione sulla dimensione della Via Lattea ma Curtis aveva ragione sull'estraneità delle "spirali" alla nostra Galassia. 

Ogni dubbio venne fugato quando nel 1923 Edwin Hubble puntò il telescopio da 254 centimetri di Monte Wilson in direzione di M 31, riuscendo per la prima volta a risolvere le stelle che la compongono. Tra queste, alcune erano di una tipologia ben nota poiché presente anche nella nostra Galassia: erano stelle variabili di tipo Cefeide. Fortunatamente, infatti, proprio nel decennio precedente Henrietta Swan Leavitt e Harlow Shapley dell'Harvard College Observatory avevano scoperto l'esistenza di una relazione molto precisa tra i periodi di variazione di luminosità di queste stelle e la loro luminosità assoluta. 
Sulla base di questo stretto legame Edwin Hubble, a partire dalla luminosità apparente delle Cefeidi in Andromeda, ne stimò la luminosità assoluta muovendo dai periodi di variazione e riuscì quindi a calcolarne la distanza. Calcolando la distanza di stelle nella nebula di Andromeda, calcolò implicitamente la distanza del loro “contenitore”.
Edwin Hubble stimò una distanza di 900.000 anni luce, dieci volte maggiore rispetto agli oggetti più distanti allora conosciuti e benché la stima fosse errata l'universo, per la prima volta, veniva ad assumere nella mente umana delle dimensioni prima inimmaginabili. Affinamenti al metodo delle Cefeidi hanno successivamente portato il calcolo a 2,5 milioni di anni luce di distanza, ma già con 900.000 il concetto era chiaro: l'universo era molto grande e pieno di "nebule", quindi apparve chiaro che la striscia biancastra nel cielo fosse il bordo di un oggetto simile a M 31. Dal momento che la nostra "nebula" era nota come Via Lattea (Galaxias, dal greco galaktos, latte), allora tutti gli altri oggetti vennero chiamati galassie con la "g" minuscola a fronte della nostra, indicata con la "G" maiuscola.

Ultimo aggiornamento del: 15/09/2018 10:21:50

Classificazione morfologica delle galassie

Spirali, ellittiche, irregolari, interagenti: il campionario delle galassie che l'universo ci propone è molto ricco e ci consente di elaborare modelli di formazione ed evoluzione fondamentali per la cosmologia intera

Con il miglioramento degli strumenti la prima cosa che apparve chiara fu che le "nebulae" fuori dalla nostra Galassia, e quindi le altre galassie, apparivano con forme differenti. 

La prima catalogazione galattica si deve ancora a Edwin Hubble e utilizza come discriminante la morfologia, distinguendo tra galassie a spirale, barrate o meno, e galassie ellittiche. Era il 1936 e Hubble, all'interno dell'opera "The Realm of the Nebulae", portò a compimento una sorta di diapason sul quale distribuì le forme osservate. Sull'impugnatura del diapason furono posizionate le galassie che non mostravano forme o strutture particolari, mostrandosi soltanto come sferoidali luminosi. Questa tipologia di galassia venne chiamata ellittica. Sulle due diramazioni del diapason furono poste le galassie con struttura a spirale, dalle più strette alle più larghe, e quelle che, dotate di spirale, presentavano anche una barra centrale, di nuovo dalle più strette alle più larghe e chiamate spirali barrate. Galassie non assegnabili ad alcuna di queste categorie erano chiamate irregolari.

Classificazione morfologica delle galassie, diapason di Hubble
Classificazione morfologica delle galassie, "diapason di Hubble" o "forchetta di Hubble"

Oggi una distinzione del genere è superata, o meglio ampliata, ma fu comunque un ottimo inizio che ora andiamo ad ampliare. Importante è tener presente che stiamo parlando esclusivamente di forma apparente e che, di conseguenza, la forma viene individuata esclusivamente dal nostro punto di osservazione. Inoltre la classificazione morfologica nulla dice sull'evoluzione delle galassie.

Galassie ellittiche

Il nome fa esplicito riferimento alla forma ellittica di queste galassie, una struttura tondeggiante priva apparentemente di strutture evidenti e caratterizzate solitamente da un colore tendente al rosso, derivante dalla dominante presenza di stelle antiche e da una quantità minima, se non nulla, di gas e polveri da destinare alla formazione di nuove stelle. La classe viene indicata con la lettera "E" e con numeri da 0 a 7 a indicare una forma che dalla sfera quasi perfetta diventa sempre più allungata. La numerazione, o meglio il grado di ellitticità, deriva dalla formula: 

n = 10 [1 - (b / a)] 

dove a e b sono il semiasse maggiore e minore della galassia.

IC 2006, una galassia ellittica. Crediti ESA/Hubble/NASA
IC 2006, una galassia ellittica. Crediti ESA/Hubble/NASA

Le galassie ellittiche sono caratterizzate da una simmetria nella distribuzione interna delle stelle. In realtà la forma dipende fortemente dal nostro punto di osservazione: possiamo dire che una galassia sia tonda soltanto perché la osserviamo lateralmente, dalla punta, mentre in realtà potrebbe trattarsi di una galassia estesa parallelamente alla nostra direzione di vista.

Le galassie ellittiche rappresentano circa il 29% della popolazione galattica dell'universo e a questa categoria appartengono anche le galassie nane, la cui importanza merità però un paragrafo dedicato.

Galassie a spirale e lenticolari

Le galassie a spirale sono accomunate da una struttura basata sulla presenza di un disco che circonda un nucleo centrale (bulge). Dal nucleo, dove la densità di stelle è massima, hanno origine i bracci della spirale che compone il disco stesso. Si tratta di galassie più giovani, con una grande quantità di polveri e gas e quindi dotate di una formazione stellare ancora in atto, anche se a tassi variabili. Le galassie a spirale si indicano con la lettera "S" mentre le lettere da "a" a "c" indicano l'ampiezza crescente dei bracci dal nucleo: una galassia Sa avrà bracci molto stretti, una galassia Sc avrà bracci più aperti.

La galassia a spirale NGC 1187 ripresa dal VLT. Crediti ESO
La galassia a spirale NGC 1187 ripresa dal VLT. Crediti ESO

In particolare, le galassie di tipo S0 presentano un nucleo e un disco, ma all'interno del disco non sono osservabili strutture a spirale: queste galassie, a metà tra una spirale e una ellittica, vengono chiamate lenticolari. Si tratta di galassie generalmente dotate di poca materia interstellare e quindi un tasso di formazione stellare molto basso. Questa caratteristica può provocare errori nella classificazione qualora siano viste di taglio, confondibili con le ellittiche. Studi successivi hanno creato una sottoclasse anche per le galassie lenticolari: fu il francese De Vaucouleurs a distinguere tra galassie lenticolari barrate, con anello interno e con forma a S.

Dipendendo la forma apparente dal nostro punto di osservazione, anche le galassie a spirale possono apparirci in visione laterale ("edge-on") e quindi con una forma affusolata e allungata, senza un nucleo: in tal caso si può comunque capire la natura della galassia osservandone la presenza di polveri e gas visto che questi elementi, deducibili dallo spettro elettromagnetico , sono caratteristica delle sole galassie a spirale. In altri casi, invece, anche se la galassia è vista di taglio è possibile osservare molto bene il bulge centrale, riuscendo così a distinguere lo stesso nucleo e disco.

Galassia "edge-on" NGC 4565. Crediti HST/ESA/NASA
Galassia "edge-on" NGC 4565. Crediti HST/ESA/NASA

Le galassie a spirale rappresentano all'incirca il 68% delle galassie conosciute e contengono prevalentemente stelle giovani di popolazione I lungo i bracci del disco, dove l'attività di generazione stellare è massima. Le stelle più anziane di popolazione II, invece, si trovano prevalentemente nel nucleo e nello strato più esterno, chiamato alone.

Le galassie a spirale possono avere o non avere una barra 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

La galassia a spirale barrata NGC 1365. Crediti Very Large Telescope/ESO
La galassia a spirale barrata NGC 1365. Crediti Very Large Telescope/ESO

Galassie irregolari

Le galassie che non possono essere inquadrate all'interno delle categorie precedenti vengono dette irregolari. Si presentano con forme asimmetriche senza un nucleo apparente e vengono solitamente classificate come Irr I, con stelle, nubi e ammassi, e Irr II, che non lasciano invece distinguere alcuna struttura interna.

Le galassie irregolari rappresentano meno del 3% delle galassie conosciute, sono ricche di materia interstellare, presente in quantità maggiore rispetto a quella delle spirali e 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 esempi sono la Piccola e la Grande Nube di Magellano.

La galassia irregolare NGC 4449. Crediti ESA/NASA/HST
La galassia irregolare NGC 4449. Crediti ESA/NASA/HST

Le galassie nane

Solitamente si pensa alle galassie ellittiche come alle galassie giganti che dominano la porzione centrale di un ammasso galattico , ma la maggior parte delle galassie ellittiche ha dimensioni notevolmente inferiori a quelle della Galassia, con diametri medi di circa 650 anni luce (la nostra Galassia ha un diametro di centomila anni luce, per confronto). Queste galassie vengono chiamate galassie nane e sono solitamente distinte in ellittiche, sferoidali e irregolari.

Dovrebbero essere proprio le galassie nane la popolazione galattica più abbondante dell'universo ma molto spesso la loro osservazione è resa difficile proprio dalla dimensione limitata e dalla bassa luminosità. Galassie nane sono in genere presenti come satelliti di galassie maggiori (esempi ne sono le Nubi di Magellano, la Galassia dello Scultore, M 32 intorno alla galassia di Andromeda) e sembra che possano giocare il ruolo maggiore nella determinazione della formazione stellare all'interno delle galassie di appartenenza. Molto spesso il bordo di queste ultime è evidentemente alterato dalla presenza gravitazionale delle galassie nane. 

Esistono galassie ancora più piccole delle nane, con diametri racchiusi tra 100 e 200 anni luce: si parla in tal caso di galassie nane ultra-compatte.

L'importanza cosmologica delle galassie nane risiede nella composizione chimica, solitamente molto povera di metalli e quindi pienamente assimilabile alla composizione dell'universo primordiale: studiare una galassia nana è come entrare in un laboratorio dopo un viaggio nel tempo, una occasione unica per lo studio dei primi istanti dell'universo.

Sviluppi della classificazione morfologica

Come si può intuire, si tratta di una classificazione del tutto personale che porta a risultati dipendenti dalla soggettività di ciascun valutatore. Anche per questo la classificazione morfologica delle galassie è demandata agli appassionati di astronomia attraverso il portale di Zoo Universe, con l'applicazione Galaxy Zoo. In questo progetto aperto al pubblico ciascuno di noi può fornire la personale opinione sulla forma delle galassie, con un risultato che poi viene mediato tra tutti i partecipanti. Le immagini 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.

Il diapason di Hubble fu rivisto per la prima volta già nel 1961 da Allan Sandage ma fu il francese De Vaucouleurs a creare una tassonomia decisamente più complicata, tanto complicata da far sì che ad oggi sia ancora adottata quella originale di Hubble. Ad esempio, furono introdotti i parametri "r" e "s" a indicare l'origine dei bracci della spirale: "r" (ringed) indica che i bracci partono da un anello che circonda la barra, "s" indica che i bracci partono dalla barra centrale. Si hanno così galassie di tipo SA(r)a, galassie di tipo SB(s)a  e così via. Il parametro "m" indica bracci massicci mentre il parametro f indica bracci "filamentosi". Vengono introdotte anche categorie intermedie in una complessità davvero eccessiva e, comunque, pur sempre soggettiva.

Galassie di Arp e galassie ad anello

Si è detto che il 99% delle galassie note è ellittica, irregolare o una spirale. Manca un 1% che comunque, con miliardi di galassie, è sempre un bel numero in termini assoluti. Un astronomo americano, Halton Arp, sfruttò un telescopio di 5 metri per elaborare il suo "Atlas of Peculiar Galaxies", nel 1966, elencando 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 di essere in collisione con altre galassie: alcune sono in interazione, altre si sono scontrate da un po' di tempo, altre ancora si sono strusciate dando vita comunque ad alterazioni morfologiche tipiche. 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. 

Le galassie interagenti di Arp 273. Credit HST/ESA/NASA
Le galassie interagenti di Arp 273. Credit HST/ESA/NASA

Esistono galassie molto particolari come quelle ad anello, con esempio più famoso dato dall'Oggetto di Hoag. Anche queste sono galassie che hanno subito interazioni gravitazionali, anche se la forma ad anello dovrebbe derivare dall'attraversamento di una galassia da parte di una minore più che da un balletto gravitazionale.

Oggetto di Hoag, una galassia ad anello. Crediti HST/ESA/NASA
Oggetto di Hoag, una galassia ad anello. Crediti HST/ESA/NASA

Tra le galassie ellittiche è molto peculiare il caso osservato dalla survey CALIFA operata dal Max Planck Institute for Astronomy: si tratta di galassie che ruotano intorno all'asse maggiore, quasi arrotolandosi. 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, portandone 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.

Abbondanze galattiche e evoluzione morfologica

Si è detto che il 68% circa delle galassie è dato dalle spirali, il 29% dalle ellittiche (comprese le lenticolari) e che il resto è dato da galassie irregolari. Le cose cambiano in base alla densità dell'ambiente preso in considerazione: ad esempio, in un ambiente molto denso come il centro degli ammassi le percentuali variano molto, con un 10% di galassie a spirali, 90% di galassie ellittiche e lenticolari e meno dell'1% di galassie irregolari e questo dato può dire molto sulle modalità di evoluzione delle galassie poiché gli ambienti densi sono quelli che maggiormente favoriscono i processi di merging galattico. Le spirali diventano invece più presenti all'interno dei gruppi galattici, dove la separazione tra le componenti è maggiore. Galassie di tipo E e S0 sono quindi maggiormente presenti nelle zone centrali degli ammassi galattici o lungo le dorsali dei superammassi, o ancora nella zona centrale dei filamenti a larga scala. Le spirali frequentano invece i Gruppi e si dispongono sui lati dei filamenti. Tutto questo consente anche di sviluppare idee sull'evoluzione morfologica delle galassie dal momento che si può ipotizzare una nascita a spirale che poi, per merging, dà vita a ellittiche. Quindi, a parte il problema della formazione galattica in generale che vedremo a breve, ci si chiede come faccia l'universo a scegliere tra la formazione di una ellittica o di una spirale. 

Idea generale è che le galassie ellittiche siano il risultato della fusione di due galassie, spirali o a loro volta ellittiche, o comunque l'output dell'interazione gravitazionale di due galassie. L'idea, negli ultimi anni, è stata tuttavia modificata in seguito a svariate osservazioni che hanno mostrato, da un lato, come le fusioni possano portare a nuove galassie a spirale e anche come le galassie ellittiche possano derivare da processi di accentramento di massa indipendente dalle fusioni. Per il primo aspetto, infatti, una survey del 2014 ha mostrato come nel 70% delle 37 fusioni osservate tra 40 e 600 milioni di anni luce di distanza si sfoci in una galassia a spirale (dati ALMA, 2014 - preprint su arXiv); per il secondo aspetto, invece, l'osservazione di 25 galassie distanti 11 miliardi di anni luce da parte del Subaru Telescope e di Hubble Space Telescope ha evidenziato come la componente del disco fosse dominante unitamente alla presenza di enormi riserve di gas e polvere, ma anche come le galassie stessero sbilanciando la propria massa verso il centro - favorendo il bulge ai danni del disco - in totale autonomia, senza alcun bisogno di fusioni per creare strutture ellittiche. Una prova di tutto questo potrebbe venire proprio dalla galassia di Andromeda la quale, secondo uno studio del 2018, avrebbe sperimentato una collisione gigante con una spirale altrettanto gigante chiamata M32p. La collisione avrebbe lasciato M 31 come spirale mentre il resto di M 32p sarebbe ciò che oggi vediamo come M 32, ellittica di piccole dimensioni in orbita intorno a M 31.

Curve di rotazione

La rotazione di una galassia è influenzata notevolmente dai moti caotici delle stelle che la compongono. Nelle ellittiche, ad esempio, le stelle seguono un moto irregolare che nelle spirali non è presente dal momento che le stelle si muovono generalmente in solido con il disco. Uno studio dell'ICRAR del 2018 ha preso in esame migliaia di galassie tra 11 e 13 miliardi di anni luce di distanza ottenendo risultati importanti riguardanti la velocità di rotazione delle galassie: a prescindere dalla massa e dalla dimensione, sembra che la rotazione delle galassie avvenga sempre nell'arco di un miliardo di anni, anno più anno meno. Stando seduti su un bordo della galassia quindi, qualsiasi sia la galassia, impiegheremmo circa un miliardo di anni a compiere un giro. 

Ultimo aggiornamento del: 16/09/2018 23:26:48

La formazione delle galassie

Uno dei punti più caldi del dibattito cosmologico riguarda la formazione delle galassie e il suo inquadramento temporale. La risposta non è univoca e attualmente si basa su teorie ancora non dimostrate come ad esempio la materia oscura

La teoria cosmologica prevalente, oggi, vede l'universo avere un inizio, o un nuovo inizio, a partire da un punto di raccolta di tutta l'energia oggi presente e dispersa in ogni dove. Al tempo del Big Bang l'universo era composto essenzialmente di idrogeno ed elio mentre oggi vediamo strutture come stelle, pianeti ma soprattutto galassie visto che è all'interno di esse che tutti gli altri corpi celesti vanno a nascere. E sono le galassie a formare le strutture maggiori dell'universo a grande scala. Ciò che non è presente nelle galassie è presente fuori come gas libero, chiamato mezzo intergalattico , comunque fondamentale per la comprensione dell'evoluzione di una galassia. 

La domanda principale riguarda quindi il modo in cui strutture come le galassie possano essere nate e cresciute. La risposta è decisamente complessa poiché la formazione delle galassie è uno dei campi più aperti della cosmologia moderna e parte da un concetto che finora è dato per probabile, quasi certo, ma non provato e cioè il concetto di materia oscura . Per narrare la formazione galattica, quindi, occorre tener congiuntamente presenti due fattori essenziali: uno prevede la presenza di materia oscura e l'altro prevede una origine dell'universo a partire da un punto a densità tendente a infinito esteso poi dal fenomeno di espansione che chiamiamo Big Bang. Le due cose sono legate, e molto. 
Come accennato, ai tempi del Big Bang l'universo era composto da idrogeno ed elio più tracce di altri elementi tra i quali il deuterio, e proprio il deuterio è caratterizzato da una spiccata sensibilità alla densità di materia. Individuarne le abbondanze nel gas interstellare di regioni poco contaminate da supernovae successive - e quindi non arricchite di metalli - rappresenta un ottimo indicatore della quantità di deuterio originale, la quale consente di risalire alla sua abbondanza primordiale e, in ultima istanza, alla quantità di materia ordinaria. Proprio l'abbondanza di deuterio rispetto alla materia visibile ci indica l'esistenza di qualcosa che non riusciamo a vedere, corrispondente alla materia oscura. Il legame tra presenza di deuterio e deuterio primordiale sta nel fatto che si tratta di un elemento che viene sovfraffatto dai fotoni e di conseguenza non può esistere nei nuclei stellari, non viene prodotto dalle stelle. Quello che si osserva, di conseguenza, è quello primordiale.

Questi sono i vincoli all'interno dei quali le teorie di formazione galattica si muovono oggi, ma dal momento che anche sulla materia oscura esistono diversi filoni di pensiero anche le teorie che a noi interessano in questa sede vengono diversificate. 

Materia oscura calda e processo Top-Down

In tal caso gran parte della materia oscura potrebbe essere fornita dai neutrini, generati in misura eccezionale durante le fasi iniziali di Big Bang. Il termine "calda" viene derivato per analogia dal moto dei gas ordinari, dove la temperatura è data dalla velocità di movimento delle particelle: muovendosi a velocità prossime a quelle della luce, la materia oscura legata ai neutrini viene detta "calda". Proprio il neutrino potrebbe stare alla base della formazione galattica in un modello che prevede la concentrazione di una gran quantità di queste particelle in determinati punti, tale da innescare un collasso gravitazionale all'origine delle attuali strutture, collasso durato circa un milione di anni. Le galassie sarebbero quindi formate da un processo top-down scatenato dall'ammassarsi di materia oscura (neutrini in via principale). Si sarebbero formate prima le grandi strutture come gli ammassi galattici e poi, per collassi parziali, queste si sarebbero frammentate nelle singole galassie. La materia luminosa, normale, sarebbe stata quindi in totale balia della materia oscura, la vera dominatrice nella formazione delle galassie. Le simulazioni fatte girare non sembrano avallare questa teoria, dimostrando come dopo un periodo di 15-20 miliardi di anni non si giungerebbe a strutture come quelle osservate: i neutrini non tendono infatti a collassare in strutture relativamente piccole e l'universo che ci troviamo di fronte è formato da strutture molto più grandi rispetto alle singole galassie, quasi assenti nell'output delle simulazioni. Un esempio di modello di formazione top-down è il modello ELS, Eggen-Lynden-Bell-Sandage.

Materia oscura fredda e processo Buttom-Up

La materia oscura fredda è data da particelle generiche chiamate WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), mai osservate finora e caratterizzate da una debole interazione con la materia ordinaria e da una massa superiore a quella dei neutrini, massa che riduce la velocità di movimento e giustifica, quindi, il termine "fredda". In tal caso i WIMPs vanno a creare i primi semi delle future strutture, le quali nascono quindi per addensamenti successivi e via via più grandi fino ai primi ammassi di stelle e alle prime galassie nane. Attraverso processi di fusioni (merging) successive si sarebbero create le strutture ancora più grandi. Un esempio di questa teoria è il modello SZ, Searle-Zinn. Le simulazioni fatte girare sulla base di questo modello appaiono più fedeli al quadro che attualmente ci fornisce l'universo, ma resta il problema dato dal fatto che, nonostante tutte le ricerche portate avanti, di WIMPs non v'è traccia alcuna. Anche esperimenti come XMASS (Xenon detector for weakly interactive MASSive particles), dopo venti mesi di raccolta dati tramite Large Underground Xenon (LUX), ha risposto con un nulla di fatto.

La teoria più accreditata, quindi, ci dice che tutte le strutture dell'universo che osserviamo oggi si formarono dall'accrescimento delle fluttuazioni primordiali per mezzo dell'instabilità gravitazionale. Dati recenti suggeriscono che le prime galassie si formarono già 600 milioni di anni dopo il Big Bang, cioè molto prima di quanto non si pensasse fino a pochi anni fa. Una delle prime prove in tal senso arrivò nel 2006 con la scoperta della galassia IOK-1, il cui redshift riportava a una epoca di appena 750 milioni di anni luce dopo il Big Bang. Da allora altri oggetti hanno fatto registrare redshift anche maggiori. Questo periodo lascia tempo appena sufficiente alle minuscole instabilità primordiali per crescere abbastanza e portare alla situazione odierna. A fronte di una espansione velocissima dell’universo, questi iniziali aggregati di materia avrebbero provocato un rallentamento negli atomi presenti nelle zone adiacenti, facendoli anche tornare indietro per cattura gravitazionale dando vita a strutture in rotazione. Più le zone si contraevano e più la rotazione diventava forte e questo processo dovrebbe aver dato origine alle galassie a spirale. Il materiale spiraleggiante si è inizialmente compresso al centro delle strutture in formazione, portando ad immense quantità racchiuse in uno spazio limitato e quindi a densità in grado di attrarre qualsiasi cosa, compresa la luce. Da qui dovrebbe avere origine il buco nero supermassiccio presente al centro di ogni singola galassia, o quasi. Dopo la formazione galattica sarebbe poi nato il primo alone di stelle, con astri composti esclusivamente di elementi leggeri come idrogeno e elio (stelle di popolazione III), la cui evoluzione sarebbe poi andata ad arricchire il mezzo interstellare determinando la formazione successiva di stelle sempre più metalliche.

Ultimo aggiornamento del: 16/09/2018 20:23:32

Evoluzione delle galassie

L'evoluzione di una galassia è riconducibile alla sua capacità di formare nuove stelle e l'evoluzione tecnologia ha consentito di andare sempre più distanti e di misurare come il tasso di formazione di astri sia variato nel tempo. E perché.

Sul tema dell'evoluzione galattica si consiglia di leggere l'articolo di Ivan Delvecchio in Quantum Café, Piccole galassie crescono.

La teoria dell'evoluzione galattica deve scontrarsi con una teoria di formazione ancora molto incerta in input e con un output che deve essere pari a quanto l'universo, oggi, ci mostra come reale. Dati essenziali da rispettare per ciascuna teoria evolutiva, quindi, sono dati dalla presenza di un disco galattico sottile e in rotazione, da un alone ampio e quasi fermo se non retrogrado, da popolazioni diverse di stelle in base alla zona galattica occupata, dalla presenza di ammassi globulari ancora più misteriosi delle galassie. Unitamente a questi fattori statici esistono delle continue interazioni di ciascuna singola galassia con il mezzo intergalattico che la circonda e con le galassie vicine, interazioni che possono generare fenomeni di ram-pressure , di cannibalismo di galassie nane con conseguente influenza sulla formazione stellare, di fusione con galassie più grandi, di feedback derivante dall'attività del buco nero centrale (sul concetto di feedback, si consiglia l'articolo "Buchi neri ed equilibri a distanza" di Ivan Delvecchio). 

In linea generale, a partire dalla formazione galattica, i miliardi di anni successivi nella vita galattica vedono l'acquisizione di ulteriore materiale e la sua disposizione in un disco galattico. La forma galattica che vediamo oggi dovrebbe essere stata acquisita molto presto, in un periodo di appena 3 miliardi di anni: da allora le galassie, al netto delle fusioni, mantengono la forma iniziale. Questo era già stato teorizzato ma la conferma è venuta dall'analisi di galassie fino a 10 miliardi di anni luce di distanza, con dati presi dal programma citizens Galaxy Zoo. Il materiale deriva dalla presenza di idrogeno e elio strappato al mezzo intergalattico e alle galassie minori presenti nelle vicinanze mentre l'evoluzione chimica della galassia è legata a doppio filo al ciclo di vita delle stelle presenti, le quali - morendo - determinano un arricchimento in termini di metalli e quindi una maggiore possibilità per la formazione di pianeti. Si dice che la vita di una galassia sia data dalla formazione stellare al suo interno, tanto è vero che le galassie prive di formazione stellare vengono chiamate "red and dead" (rosse e morte) proprio per il fatto che l'azzurro è legato alle stelle giovani e il rosso alle stelle molto antiche. Le galassie più rosse tendono a bassissimi tassi di formazione stellare mentre le galassie più azzurre hanno stelle più giovani e una riserva di gas tale da consentire la nascita di nuovi astri in misura maggiore. Se osserviamo le galassie più distanti, tuttavia, ci è impossibile risolvere la loro luce in singole stelle quindi, per determinarne il tasso di formazione stellare, occorre andare a verificare altre cose: occorre osservare gli oggetti a più lunghezze d'onda visto che diverse frequenze sono emesse da diversi attori. La luce ultravioletta, più energetica, proviene dalle giovani stelle massive; la luce infrarossa proviene da stelle più anziane e dalle polveri presenti nella galassia; le linee di emissione presenti indicano nubi di gas. Attraverso questi dati possiamo dedurre la composizione di una galassia, la presenza o meno di gas e derivarne i tassi di formazione stellare. 

La formazione stellare interna alle galassie, di conseguenza, è il fattore che ne determina la vita, l'evoluzione.

Hubble Ultra Deep Field (HUDF) - 21 settembre 2006. Ogni punto ripreso nell'immagine è una galassia. Credit ESA/Hubble
Hubble Ultra Deep Field (HUDF) - 21 settembre 2006. Ogni punto ripreso nell'immagine è una galassia.
Credit ESA/Hubble

Per poter comprendere l'evoluzione galattica abbiamo soltanto un metodo: osservare galassie a diverse epoche cercando di derivarne una regola di "invecchiamento", allo stesso modo in cui davanti a un bambino, a un uomo e ad un anziano potremmo dedurre l'evoluzione della vita umana.

La storia osservativa ci dice che molte galassie hanno visto interrompere molto presto, o ridursi drasticamente, la propria attività di formazione stellare. La FourStar Galaxy Evolution Survey (ZFOURGE), curata dal Carnegie Institution for Science nel 2016, ha scavato infatti tra settantamila galassie fino a 12.5 miliardi di anni luce di distanza studiando l'evoluzione della formazione stellare nel tempo. Oggi la Via Lattea produce una massa solare all'anno ma le galassie distanti producono stelle a ritmi decisamente più elevati. Tutto sta a cercare di inquadrare il periodo del boom demografico di stelle senza lasciarsi ingannare da eventuali anomalie che esulano da ogni trend, come una galassia distante 10 miliardi di anni luceil cui rapporto magnesio/ferro indica una produzione stellare che ha raggiunto un picco di diverse migliaia di masse solari ogni anno (Nature, 2016 - "A massive, quiescent, population II galaxy at a redshift of 2.1").

Immagine del gas molecolare (rosso) osservato da ALMA sovraimpresso a immagine ottica di Hubble. Credit: NRAO
Immagine del gas molecolare (rosso) osservato da
ALMA sovraimpresso a immagine ottica di
Hubble. Credit: NRAO

Una survey operata da Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) nel 2016, ad esempio, è andata a insistere sullo studio di galassie distanti 9.5 miliardi di anni luce scoprendone una composizione molto diversa da quella attuale, dominata dal gas molecolare freddo e non dalle stelle (Nature Astronomy - "Large Molecular Gas Reservoirs in Ancestors of Milky Way-Mass Galaxies 9 Billion Years Ago").  Il dato indica un boom nella formazione stellare successivo a questa epoca, quindi, dal momento che il gas molecolare freddo è proprio la benzina per la formazione stellare mentre le galassie di oggi hanno una composizione dominata dalle stelle, la cui massa supera di dieci volte quella del gas. Ci sono come sempre le eccezioni, come le 40 galassie osservate dal radiotelescopio di Arecibo ad appena 3 miliardi di anni luce di distanza in possesso di una riserva di gas molecolare 40 volte superiore a quella media: un dato estremamente raro nell'universo di oggi ma molto comune nel passato. 

Interferenze esterne: fusioni, shock e interazioni mareali

A parte il collasso iniziale dovuto alla formazione galattica, uno dei principali processi di alimentazione della formazione stellare in una galassia risiede nelle fusioni di galassie (merging) o nelle interazioni tra galassie o tra una galassia e il gas del mezzo interstellare . L'apporto di gas dall'esterno, ma anche un ambiente esterno che non vada a intaccare la scorta di gas di una galassia, sono quindi fondamentali sia per aumentare la disponibilità di materiale da mettere a disposizione del processo di formazione stellare sia per "smuovere" le risorse presenti ed eventualmente in stato di equilibrio, quindi non in fase di collasso gravitazionale. 

L'ambiente esterno quindi forgia in via determinante l'evoluzione di una galassia e ulteriore prova osservativa risiede in una survey della University of California del 2017, chiamata COSMOS, capace di analizzare le proprietà delle galassie in diversi ambienti, dai filamenti alle regioni periferiche degli ammassi fino alle zone centrali degli stessi. I dati hanno coinvolto 40 mila galassie catalogate in base alle regioni di appartenenza tra ammassi, filamenti e regioni di vuoto, distinguendo inoltre tra galassie centrali e galassie satellite. I ricercatori hanno misurato un declino dell'attività media di formazione stellare spostandosi da regioni poco dense verso le regioni più dense, declino ancora più intenso per le galassie satellite: gran parte delle galassie satellite ha arrestato la formazione stellare in modo molto rapido negli ultimi 5 miliardi di anni, durante il processo di caduta verso 'interno delle zone più dense, il che è facilmente spiegabile con il processo di ram-pressure stripping, con il quale le galassie in movimento all'interno di ambienti più densi perdono più facilmente e più rapidamente il proprio gas. E' proprio la minor massa e la minore influenza gravitazionale di queste galassie a produrre una perdita di gas più efficiente (The Astrophysical Journal - "Cosmic Web of Galaxiesin the COSMOS Field: Public Catalog and Different Quenching for Centrals and Satellites").

Chandra X-Ray Observatory ha fornito una spettacolare immagine di una coda di gas caldo estesa per più di un milione di anni luce, creata dallo sprofondamento di un gruppo di galassie all'interno di un ammasso più grande, Abell 2142. La coda appare ben contenuta nel primo milione di anni luce di distanza a testimonianza di un campo magnetico abbastanza forte, che si perde oltre questa distanza (Astronomy & Astrophysics, 2018 - "Deep Chandra observations of the stripped galaxy group falling into Abell 2142"). 

Le quattro galassie, indicate da G1 a G4,e la coda di gas caldo provocata dall'ingresso verso la zona più densa di Abell 2142. Crediti Chandra/NASA
Le quattro galassie, indicate da G1 a G4,e la coda di gas caldo provocata dall'ingresso verso la zona più densa di Abell 2142.
Crediti Chandra/NASA

Un esempio molto evidente di quel che può subire una galassia nana al passaggio in un mezzo intergalattico molto denso è dato da Kiso 5639, una nana che il Telescopio Spaziale Hubble è riuscito a osservare in gran dettaglio evidenziando una forma molto allungata e una punta decisamente accesa: la zona accesa è quella a maggior ritmo di formazione stellare, stelle che presentano una scarsa presenza di metalli a testimonianza del fatto che gli elementi di cui si compone il mezzo intergalattico (che produce l'onda d'urto) non hanno subito arricchimento da parte di supernovae.

La galassia nana Kiso 5639: una punta accesa dal fronte d'urto con il mezzo intergalattico e una coda provocata dal gas strappato dallo stesso durante il moto della galassia. Crediti Hubble/ESA/NASA
La galassia nana Kiso 5639: una punta accesa dal fronte d'urto con il mezzo intergalattico e una coda provocata dal gas strappato
dallo stesso durante il moto della galassia. Crediti Hubble/ESA/NASA

Se le galassie minori hanno la peggio, tuttavia, quelle maggiori potrebbero beneficiare di un ambiente denso, il che giustificherebbe la presenza di galassie molto massicce in epoche in cui l'universo spiegherebbe a fatica la concentrazione così precoce di simili masse. E' il caso di quattro galassie poste in una epoca in cui l'universo aveva una età pari al 10% di quella attuale e il cui tasso di formazione raggiunge le centinaia di stelle all'anno. Si tratta di galassie poste nei pressi di quasar, che solitamente indicano ambienti molto densi tali da facilitare la formazione di grandi masse e la conseguente formazione stellare molto spinta (Nature - "Rapidly star-forming galaxies adjacent to quasars at redshifts exceeding 6").

NGC 2623, emblematico esempio di fusione galattica. Crediti HST/NASA/ESA
NGC 2623, emblematico esempio di fusione galattica. Crediti HST/NASA/ESA

Oltre all'influenza del mezzo intergalattico , la formazione stellare all'interno di una galassia , e quindi l'evoluzione chimica della stessa, risente delle interazioni gravitazionali e delle fusioni (merging) con altre galassie più o meno grandi. Nel caso di fusione tra galassie si potrebbe tendere a pensare a conseguenti collisioni tra stelle ma in realtà gli spazi interstellari sono talmente ampi che una collisione tra singole stelle sarebbe l'evento meno probabile in assoluto. Gas e polveri, invece, risentono decisamente del rimescolamento dovuto all'avvicinamento, allo spiraleggiamento e poi alla fusione tra galassie e questo rimescolamento innesca processi molto ampi di formazione stellare. Contrariamente all'idea comune, però. non sarebbero le fusioni tra galassie giganti i processi maggiormente efficienti nell'innescare la formazione stellare ma quelle tra una galassia grande e una minore, poiché è in questi casi che i giochi gravitazionali tra una galassia gigante e una minore in completa balìa della prima forniscono l'apporto maggiore (University of Herfordshire). 

Ciò che invece sembra non aver rilevanza sull'efficienza della formazione stellare interna alle galassie è la quantità di metalli presente.

Interferenze interne: feedback

Oltre a fattori esterni, l'evoluzione delle galassie è legata anche all'attività interna generata dal buco nero supermassiccio centrale ma anche all'attività delle stelle stesse, in processi chiamati feedback.

I getti dalla galassia a spirale J1649+2635. Crediti NRAO
I getti dalla galassia a spirale J1649+2635.
Crediti NRAO

Molto spesso il buco nero centrale di una galassia è "attivo": nei suoi dintorni c'è molto materiale che viene gravitazionalmente attratto e questo materiale va a finire parzialmente all'interno del buco nero, con la parte in eccesso che invece viene espulsa tramite getti relativistici ortogonali al piano galattico. Si tratta di gas che esce dalla galassia, quindi si tratta di materiale che non può più essere utilizzato per la formazione di nuove stelle. Anche in assenza di getti, l'attività del buco nero può esser comunque tale da mantenere la temperatura del gas a livelli troppo alti per consentire un collasso gravitazionale, e anche questo spegne la formazione stellare. L'universo ci offre molti casi osservativi come la galassia IRAS F11119+3257, tra le prime a evidenziare getti relativistici e una ridotta formazione stellare, ma la prima evidenza empirica dell'uscita molecolare da una galassia in seguito all'attività dei buchi neri è stata ottenuta alla fine del Secolo scorso tramite le osservazioni di monossido di carbonio da parte di Heschel Telescope. A inizio 2018 invece sono state osservate molecole ionizzate OH+ in uscita dalla galassia Markarian 231- 

Storicamente si è sempre ritenuto che l'attività frenante del buco nero fosse a esclusivo uso delle galassie ellittiche e che fosse effettivamente soltanto questa attività a poter privare una galassia del materiale necessario a formare stelle ma le osservazioni hanno detto il contrario: flussi in uscita si presentano anche da galassie a spirale che, teoricamente, dovrebbero essere meno avvezze a processi di questo tipo, dal momento che i getti provengono in genere da fusioni galattiche che danno vita a galassie ellittiche (J.Geach - arXiv: J1649+26: A Grand-Design Spiral with a Large Double-Lobed Radio Source). E feedback è stato associato anche alle galassie nane, dopo che a lungo si pensava che queste potessero esserne prive (University of Porsmouth - "Black hole research could aid understanding of how small galaxies evolve"). L'evidenza, quindi, sembra dire che l'attività del buco nero spenga la formazione stellare determinando una evoluzione galattica tendente alla morte, anche se per un breve periodo alcune teorie avevano sostenuto l'indifferenza tra i due processi. 

Akira - osservata nel 2016 in gran dettaglio - è un prototipo di una nuova classe di galassie definita "red geysers". Il nome fa già capire che si tratta di galassie prive di stelle giovani (azzurre) e caratterizzate da outburst dal buco nero supermassivo. La galassia ha mostrato dei complessi percorsi di gas caldo, segni di un vento proveniente dal buco nero supermassivo posto al suo centro. Ad alimentare l'attività del mostro cosmico dovrebbe essere l'interazione con una galassia più piccola, chiamata Tetsuo. Il vento in uscita ha abbastanza energia da riscaldare il gas circostante tramite shock e turbolenze e va a prevenire, in ultima istanza, la formazione di stelle (Kavli Institute "Suppressing star formation in quiescent galaxies with supermassive black hole winds").

Il getto in uscita dalla galassia SDSS J0905+57. Crediti J.Greach
Il getto in uscita dalla galassia SDSS J0905+57.
Crediti J.Greach

Non solo buchi neri, tuttavia: nella galassia SDSS J0905+57 osservazioni del 2014 hanno evidenziato un violento getto di gas in uscita derivante non dal buco nero centrale ma dal vento soffiato dalle stelle presenti, un vento in grado di spinger via il gas alla velocità di venti milioni di chilometri orari e di influenzare quindi notevolmente il processo di formazione stellare interno alla galassia. Le stelle producono, infatti, vento stellare con un processo che vede la propria energia spingere gli strati più esterni dell'atmosfera verso lo spazio. All'interno delle galassie, la zona più densamente popolata di stelle è la parte centrale e proprio da questa parte, quindi, proviene un vento che corrisponde alla somma dei venti stellari generati dalle stelle. Questo vento è chiamato vento galattico. Più le stelle sono giovani e maggiore è la radiazione emessa, quindi laddove la formazione stellare è più intensa il vento galattico è maggiore: le galassie a starburst presentano quindi i venti maggiori. Questo però ha delle implicazioni. Innanzitutto il materiale che fuoriesce dalla galassia - di nuovo - non è più utilizzabile per la formazione stellare galattica, il che è ovvio. Il vento galattico è un potente freno alla nascita di stelle quindi, e anche un limite alla formazione stellare di grandi galassie. In genere le galassie si uniscono in ammassi e tendono a fondersi. Le fusioni generano formazione stellare ma non come sarebbe lecito attendersi proprio perché nel momento in cui le stelle iniziano a prender vita molta parte del materiale viene sparata fuori. Questa parte sembra essere stimata in tre volte la quantità necessaria a formare le stelle (Nature - "Suppression of star formation in the galaxy NGC 253 by a starburst-driven molecular wind").

Il vento galattico soffiato dalla concentrazione di stelle nella galassia. Crediti A.Bartolatto et al
Il vento galattico soffiato dalla concentrazione di stelle nella galassia. Crediti A.Bartolatto et al

 

Ultimo aggiornamento del: 30/09/2018 21:11:30