Galassie

Le galassie sono immensi sistemi stellari tenuti insieme dalla forza di gravità: possiamo dire che rappresentano il livello superiore, in scala, degli ammassi stellari. Le più grandi contengono migliaia di miliardi di stelle e possono avere diametri di centinaia di migliaia di anni luce. Persino le più piccole galassie nane sono fatte di milioni di stelle. La nostra galassia, la Via Lattea, contiene oltre un centinaio di miliardi di stelle.

Questo moderno punto di vista ci é così familiare, che siamo spesso portati a dimenticare il lungo e tortuoso percorso di deduzioni (supportate peraltro dall’osservazione) attraverso il quale esso è stato raggiunto. L’apparenza in effetti inganna abbastanza, dato che un piccolo telescopio ci fa vedere una galassia appena un po’ più di un fioco bagliore ovale o rotondo, o tutt’al più come una striscia con occasionali tracce di bande oscure o altre caratteristiche. Nonostante la loro immane grandezza, infatti, quasi tutte le galassie sono troppo lontane per risultare visibili ad occhio nudo: sole eccezioni sono le due Nubi di Magellano, piccole galassie satelliti della nostra, e la galassia di Andromeda, la galassia gigante a noi più vicina. Le due Nubi di Magellano sono state senza dubbio sempre note ai popoli abitanti l’emisfero australe, mentre la nostra civiltà ne ha avuto notizia soltanto dalle descrizione riportate dai navigatori nei primi decenni del XVI secolo. La grande galassia di Andromeda, viceversa, viene menzionata nel Libro delle Stelle Fisse dell’astronomo persiano Al Sûfi nell’anno 954 d. C., e descritta come “una piccola nube vicino alla stella n Andromedae[1]”. Stranamente, nessun catalogo stellare dopo di quello di Al Sûfi fa più menzione di quest’oggetto finché, nel 1614, non lo descrive nel suo Mundus Jovialis come “simile alla luce di una candela che brilla attraverso un corno traslucido, visto da lontano nella notte.”

La prima scoperta telescopica di un nuovo oggetto extragalattico fu fatta dal francese Le Gentil nel 1749: egli scoprì la compagna più vicina della grande galassia di Andromeda (che poi sarà catalogata da Messier come M32). Nei decenni successivi verranno scoperti numerosi altri di questi oggetti, 36 dei quali saranno catalogati da Messier; e con la discesa in campo di W. Herschel nella ricerca di nuove nebulae, le galassie note all’inizio del XIX secolo saranno centinaia.

Ma neppure questo prodigioso osservatore fu in grado di distinguere quelle che oggi conosciamo come galassie dalle semplici nebulose gassose.

Dal 1845, quando il riflettore da 72 pollici di Lord Rosse fu diretto per la prima volta verso il cielo, in alcune di esse per la prima volta furono notati degli accenni di strutture spirali (in M51 e successivamente in altre, che vennero chiamate dunque nebulose spirali). Ancora per molti anni continuarono ad essere considerate nella vasta categoria delle nebulae, dato che praticamente nessuna di esse poteva essere risolta in stelle.

La prima significativa distinzione tra i due tipi di oggetti dovrà aspettare l’avvento dello spettroscopio: W. Huggins, nel 1864, distinse gli spettri caratteristici dei due tipi diversi di oggetti. L’avvento della fotografia recò altri progressi: nel 1880 Isaac Roberts dimostrò che M31, la galassia di Andromeda, è, in effetti, una nebulosa spirale vista in prospettiva. E la “stella nuova” S Andromedae (in effetti, una supernova) che brillò nel 1885 nella stella M31 fornì un indizio evidente che si trattasse di un oggetto extragalattico. Vi erano state diverse voci che si erano fatte sentire in tal senso già da molti decenni, da quella del filosofo Immanuel Kant. Ma si trattava soltanto di considerazioni prive di qualunque prova evidente.

A cavallo tra il XIX e il XX secolo la disputa tra i paladini delle due ipotesi sulla natura galattica o extragalattica delle nebulose spirali fu molto aspra, e grandi astronomi si giocarono la reputazione per difendere le proprie teorie. Heber D. Curtis fornì la prima evidenza diretta della loro natura extragalattica nel 1918. Egli trovò che le novae nella nebulosa di Andromeda, M31, raggiungevano un picco di splendore molto più debole rispetto a tutti quelli osservati in qualunque altra regione celeste. Ciò sarebbe stato spiegato se M31 si fosse trovata molto al di là dei confini della nostra Via Lattea. Ma bisognerà aspettare il 1924 e il telescopio da 100 pollici di Mount Wilson perché Hubble dimostrasse, risolvendo in stelle M31, che le galassie sono universi-isola lontanissimi da noi, e in ogni caso esterni rispetto al nostro sistema stellare. Hubble scoprì una variabile cefeide in M31. La sua debolezza, comparata alle cefeidi locali era una prova irrefutabile che la nebulosa di Andromeda si trova molto fuori la Via Lattea. Un po’ più tardi, Hubble confermò una relazione lineare tra le velocità radiali delle galassie e le distanze da cui si deduceva che l’intero universo é in espansione. Queste scoperte in embrione furono i mattoni che lastricarono la via dell’attuale comprensione della struttura globale e dell’evoluzione del cosmo

Le galassie presentano una grande varietà di dimensioni e luminosità. I più piccoli sistemi nani irregolari hanno estensioni di soli 300 pc (1.000 anni luce). All’estremo opposto, nell’ammasso di galassie Abell 1413 vi é una gigantesca ellittica che si estende per almeno due milioni di pc (sei milioni di anni luce). Se si trovasse al posto della Via Lattea, si estenderebbe al di là di M31. Mentre le più piccole ellittiche nane non emettono molta più luce di un grande ammasso globulare, le galassie normali più luminose hanno magnitudini visuali assolute intorno a –23 (oltre 10 volte più brillanti della Via Lattea). La maggior parte delle galassie si mostra stabile nel dominio del visibile, mentre le osservazioni nelle bande radio, infrarosso ed X rivelano attività intensissime nei nuclei di sistemi apparentemente tranquilli come il nostro. Altri oggetti hanno subito catastrofiche esplosioni ed eiettano enormi quantità di materia nello spazio. Altri ancora, come la supergigante ellittica menzionata sopra, hanno incrementato le loro mostruose proporzioni ingoiando con la propria attrazione gravitazionale le loro vicine.

In un suo articolo del 1954 sulla classificazione scritto per l’Encyclopaedia Britannica, A. Wolf scriveva: “La classificazione é . . . probabilmente il modo più semplice di scoprire l’ordinamento dell’universo. Accorgersi di somiglianze tra numerose, distinte individualità, tali da raccoglierle in una classe o specie, equivale in un certo senso a ridurre quelle molte individualità ad una cosa sola, e così l’estensione della semplicità e dell’ordine viene introdotta nella sconcertante molteplicità della natura.”

In effetti, l’aspetto delle galassie nelle riprese fotografiche varia moltissimo. Esse possono mostrarsi simili a nebulose amorfe o dispiegare complesse strutture spirali altamente organizzate e risolvibili in stelle. Tali forme si accompagnano a volte a strutture a barra o anulari, getti o filamenti. Nel 1926, Edwin Hubble divise le galassie in tre ampie categorie basate sulla loro forma. Con alcune suddivisioni che sono state introdotte più recentemente da altri astronomi, la classificazione di Hubble è quella che segue.

Le galassie si dividono, in base alla loro morfologia, in due classi principali: galassie a disco e galassie ellittiche. A queste due classi si aggiungono galassie di vario aspetto raggruppate nelle galassie irregolari.

Nelle galassie a disco, o spirali, un rigonfiamento centrale (nucleo) formato da stelle vecchie e relativamente fredde é circondato da un disco appiattito di materiale comprendente stelle generalmente più giovani e calde, gas e polveri. Molte galassie a disco presentano fra le stelle del disco una struttura a spirale, e spesso si usa indiscriminatamente la denominazione galassie spirali con riferimento a tutte le galassie a disco, anche in assenza di braccia spirali.

Esiste una grande varietà di galassie a disco: alcune hanno un rigonfiamento centrale molto pronunciato, e sottili braccia spirali strettamente avvolte intorno ad esso; all’altro estremo abbiamo piccoli nuclei di aspetto quasi stellare, e la galassia consiste quasi soltanto nella struttura spirale, con grandi braccia molto aperte. In alcuni casi, le braccia spirali si dipartono, piuttosto che da un nucleo sferico o ellissoidale, da una barra centrale.

Tutte le galassie a disco presentano una rotazione differenziale (rivelata dall’effetto Doppler) e sono ricche di nubi di gas e polveri che danno origine a nuove stelle.

La nostra galassia, la Via Lattea, è una tipica galassia a disco, ed è immersa in un alone galattico sferico di stelle deboli ed ammassi globulari. Si ritiene che anche altre galassie siano dotate di simili aloni, che però sono difficilmente osservabili in conseguenza della loro scarsa luminosità e della loro grande distanza da noi. Le stelle del disco e delle braccia spirali sono di regola stelle di popolazione I, mentre quelle del rigonfiamento centrale intorno al nucleo e dell’alone sono stelle più vecchie, di popolazione II. Inoltre, il modo in cui le galassie ruotano dimostrano che sono immerse in aloni molto più consistenti di materia oscura.

Le galassie a disco variano enormemente per dimensioni. La grande galassia di Andromeda, che ha un diametro di forse 40 kpc, è fatta forse da 1.000 miliardi di stelle, ma la maggior parte delle galassie sono assai più piccole. Esiste un numero enorme di galassie nane, talmente poco numerose da risultare invisibili a qualunque telescopio, anche il più potente, se la loro distanza eccede i pochissimi Mpc.

Le galassie ellittiche si presentano all’osservazione come chiazze di luce di forma ellittica o circolare, senza alcuna traccia di un disco circostante di stelle. Si pensava che avessero la forma di un pallone di Rugby, ma studi delle velocità orbitali delle stelle in esse contenute (eseguite per mezzo della spettroscopia e dell’effetto Doppler) hanno dimostrato che in generale tutti e tre gli assi dell’ellissoide hanno lunghezze diverse.

Le galassie ellittiche sono composte di vecchie stelle rossastre che presentano pochi segni attivi di formazione di stelle in corso. Perciò si pensava che queste galassie fossero fra le più antiche, e che siano rimaste in gran parte immutate dalle epoche più remote della vita dell’universo. Studi più recenti suggeriscono però che molte galassie ellittiche (forse tutte quelle di grandi dimensioni) si siano formate da collisioni e fusioni di galassie a disco. Le galassie con un’attiva formazione di stelle ci mostrano forse questo processo all’opera.

La massa delle galassie ellittiche varia fra 1 milione di masse solari circa nelle ellittiche nane (che assomigliano, in una scala molto più grande, agli ammassi globulari che circondano la nostra galassia) a 10¹² masse solari nelle ellittiche giganti, le galassie più grandi che si conoscano.

Chiamiamo galassie irregolari tutte le galassie che non possono essere classificate né come ellittiche né come spirali (o a disco). In molte di esse pare sia in corso un’attiva formazione stellare, e spesso l’osservazione con radiotelescopi rivela la presenza di un disco di gas all’interno. Queste due circostanze danno alle galassie irregolari un aspetto più simile alle galassie spirali che non a quelle ellittiche.

Le osservazioni ci suggeriscono che circa il 60% delle galassie dell’universo sono ellittiche, il 30% spirali e il 10% irregolari.

I primi tentativi di classificazione delle galassie risalgono addirittura a Herschel, ma è con l’avvento della fotografia che iniziano ad essere proposti sistemi di classificazione veramente efficaci. In questo libro ci rifaremo alla classificazione di Hubble che, proposta per la prima volta nel 1926, ebbe la sua definitiva formulazione dieci anni più tardi ed è ben espressa dalla famosa forchetta che qui di seguito mostriamo:

In questo schema vediamo a sinistra le ellittiche, che partono dal tipo E0, che si presenta sferico, e si vanno affusolando verso E1, E2, E3… fino a S0 (galassie lenticolari) che sembrano una fase di transizione tra i due tipi: in realtà si tratta di galassie a disco senza braccia spirali. Da qui si apre la forchetta tra spirali normali e spirali barrate, partendo Dalle Sa e SBa che hanno un grosso nucleo (o barra, rispettivamente) e sottili braccia strettamente avvolte intorno ad esse, e proseguono verso i tipi Sb (SBb) e Sc (SBc) in cui il nucleo (o la barra) è sempre più piccolo e le braccia sempre più aperto. Oggi si aggiunge anche un tipo Sd, ancora più aperto di Sc. A destra, le galassie irregolari.

Dopo di quello di Hubble sono stati proposti ed usati altri sistemi di classificazione, da quello di Sandage a quello di de Vaucouleurs, molto più esaustivo. Ma ai fini amatoriali la classificazione di Hubble basta e avanza.

[1] Naturalmente, l’astronomo persiano non si riferisce alla stella chiamandola con questa denominazione, che verrà stabilita da Bayer soltanto nel 1603.