GALASSIE

Con il termine galassia si intende un sistema organizzato contenente miliardi di stelle, ed una quantità variabile di gas e polveri.
Anche il sistema solare fa parte di un sistema organizzato di stelle, chiamato Via Lattea, o Galassia con la G maiuscola, il cui aspetto più evidente è costituito da una fascia biancastra di debole luminosità, che attraversa il cielo ad un'altezza variabile a seconda della stagione.
Ovviamente nell'antichità predominavano miti e leggende, e fu solamente Galileo nel 17 secolo a conferinare la sua vera natura, già immaginata da alcuni filosofi antichi. A cavallo tra il '700 e l'800 furono gli Herschel, padre e figlio entrambi astronomi, ad eseguire i primi conteggi sistematici di stelle, creando in seguito il primo modello della Galassia, concepito come un sistema a disco, ed in cui il Sole si trovava al centro. Inoltre gli Herschel furono i primi ad iniziare una classificazione sistematica delle nebulose, pur non sapendo che molte di esse erano oggetti extragalattici : da tali studi in seguito altri astronomi pubblicarono il catalogo NGC nel 1888, comprendente tutti gli oggetti di aspetto debole e nebulare noti a quel tempo.
E tuttavia, pur essendo esatta la concezione di un sistema a disco, per molti anni ancora dominò l'idea di un sistema ellocentrico, con la Galassia praticamente coincidente con l'intero universo.
Fu solamente nel decennio 1920-30 (the golden decade of astronomy), che prese corpo la concezione della reale struttura fisica del nostro universo.
Grazie a Shapley, Hubble, ed al telescopio da 2.5m di Mt. Wilson in California, il Sole divenne periferico rispetto alla Galassia.. e la Galassia divenne una fra le tante allora chiamate nebulose extra-galattiche.
Oggi si stima vi siano centinaia di miliardi di galassie nel nostro universo, ed il sistema solare viene posto ad 8.5 kpc (un parsec (pc) corrisponde a 3.26 anni luce) dal centro della Galassia.

MORFOLOGIA E CLASSIFICAZIONE DELLE GALASSIE

Nella seguente discussione tratteremo le galassie normali; diverso il caso delle galassie attive, che presentano una violenta attività di tipo non-tennico nelle loro regioni centrali: generalmente queste galassie vengono classificate in base al tipo di attività.
Guardando delle immagini fotografiche di galassie, appare evidente che si presentano due forme principali: una forma ellissoidale, ed una forma a disco.
Mentre le galassie ellittiche risultano piuttosto amorfe e senza particolarità evidenti, le galassie a disco presentano una maggiore caratterizzazione: sono costituite da due parti morfologicamente distinte, un rigonfiamento centrale o bulge, dovuto ad un'aggregazione di stelle in forma sferoidale, ed un disco circostante di stelle e gas, di forma molto piatta. Il rapporto tra queste due componenti caratterizza le varie classi di galassie a disco.
Spesso la componente discoidale si organizza in strutture spettacolari chiamate bracci a spirale, composte da stelle giovani e brillanti, e nubi di idrogeno chiamate regioni H 11: abbiamo così caratterizzato le galassie a spirale.
In alcuni casi il bulge si organizza in una struttura a barra dalle cui estremità si dipartono i bracci: sono le spirali barrate.
Per finire tutti i casi che non rientrano nei tipi precedenti vengono classificati come irregolari.
Come ulteriore approfondimento possiamo dire che la componente discoidale è circondata da un'altra componente chiamata alone, di grandi dimensioni e di forma sferoidale, costituita da stelle vecchie e rosse, spesso aggregate in forma di ammassi globulari.
Infine esistono delle galassie a disco che non presentano la struttura a bracci: vengono chiamate galassie lenticolari, o SO.
Abbiamo così definito le classi morfologiche di galassie, secondo uno schema già definito nelle sue linee essenziali negli anni Venti dallo svedese Lundmark e dallo statunitense Edwin Flubble.
Tale classificazione, oggi nota come classificazione standard o diagramma a diapason, venne meglio definita dallo stesso Hubble nel 1936 nel suo classico testo The realm ofNebulae.
Le galassie ellittiche sono indicate con la lettera E seguita da un numero (da 0 a 7), che esprime il grado di schiacciamento calcolato con la formula : (a b) x10, dove a e b sono gli assi a maggiore e minore della galassia (vedi M87, NGC 205).
I due gruppi di spirali S ed SB vengono divisi in classi indicate con le lettere a, b, c (vedi M3 1, M33, NGC 1365).
Infine tra le irregolari compaiono due classi, le Irr 1, di tipo magellanico, e le Irr Il, come M82 nell'Orsa Maggiore

SIGNIFICATO FISICO DELLA CLASSIFICAZIONE

La sequenza di Hubble è basata solo sull'aspetto esteriore delle galassie e tuttavia resiste da circa 70 anni, e con alcune migliorie è tuttora in uso, in quanto racchiude alcune caratteristiche fisiche significative.
Il numero relativo di stelle blu brillanti ed il contenuto di gas aumentano costantemente lungo la sequenza passando dai tipi E ed SO, ai tipi S ed Irr I; escludendo le irregolari, aumenta pure il momento angolare delle galassie.
La sequenza sembra pertanto essere di tipo continuo, e tuttavia vi sono forti indizi per pensare che il concetto di Hubble di un'evoluzione lungo la sequenza, sia totalmente errato: le galassie si formano con una propria morfologia tipica, dettata dalle condizioni ambientali, e la mantengono nel tempo, a meno di interazioni di tipo esterno; nonostante ciò, tuttora è in uso per le galassie E ed SO la dizione primi tipi (early), per le S ed Irr quella ultimi tipi (late).
Gli studi di Hubble sulle galassie sono tuttora di tale importanza che la NASA ha voluto dare il suo nome al telescopio spaziale HST.

ESTENSIONE DELLA SEQUENZA DI HUBBLE

Dopo la morte di Hubble nel 1953, il suo lavoro fu completato da altri astronomi: Allan Sandage, già suo allievo, e per molti anni direttore dell'osservatorio di Mt. Palomar, il francese de Vaucouleurs e l'olandese Van der Bergh, che introdusse le classi di luminosità per le galassie a spirale, classi riprese anche da Sandage in una sua pubblicazione del 1988.
Si giunge così ad avere un ampliamento della sequenza delle S ed SB che risulta così composta: 0 - a - b -c - d - m ; vengono inoltre introdotte le classi intermedie, ad esempio S a b.
Con tali revisioni le irregolari di tipo magellanico vengono a sparire, ed i tipi Irr Il vengono indicati da Sandage con il termine galassie amorfe (vedi il Revised Shapley-Ames catalogue del 1981).
Pertanto le Nubi di Magellano in questa sequenza più moderna vengono classificate: la LMC come SBm, la SMC come IBm, in quanto entrambe presentano una debole-ma distinta struttura a barra.
Deve risultare comunque evidente che vi possono essere delle differenze di classificazione tra i vari testi, specie nei casi più difficili.
Consideriamo ora il numero relativo dei vari tipi: tra le galassie più brillanti predominano le spirali, ma il rapporto si inverte se consideriamo anche gli oggetti più deboli; sembra infatti che nell'universo ci sia una grande quantità di galassie ellittiche nane, indicate con la sigla dE, mentre non si conoscono sistemi nani a spirale.

LE GALASSIE NEI CATALOGHI

Il primo, ed il più noto catalogo di oggetti deboli non-stellari, fu fatto da Charles Messier nella seconda metà del 18' secolo, con l'intento di catalogare tutti gli oggetti celesti che potevano essere confusi con comete (!), e quindi disturbare la loro ricerca.
La stesura originale comprendeva 103 oggetti, poi portati a 109 da alcuni collaboratori: di questi, 38 sono galassie, gli altri sono ammassi aperti, nebulose, ecc.
Il primo catalogo moderno, creato da Dreyer e coll., comprendeva oltre 7000 oggetti nella stesura originale (NGC); fu poi completato con due appendici, dette ICI ed IC2: tutta l'opera richiese oltre 20 anni, e fu portata a compimento nel 1907.
Oggi è in uso il Revised NGC, che riporta le coordinate per l'anno 2000.
Poi, finalmente, il sogno di tutti gli astronomi: una mappatura fotografica completa di tutto il cielo, con dimensioni angolari ed esposizione confrontabili tra le varie lastre.
Ciò fu possibile grazie ai grandi telescopi fotografici, prima al Mt. Palomar in California, poi l'estensione ai cieli meridionali negli anni '70, grazie ai telescopi dell'ESO in Cile, e a Mt. StromIo in Australia : circa 2000 lastre a grande campo, con cui si poteva raggiungere magnitudine 20 ed oltre.
Partendo da queste surveys fotografiche, fu possibile ricavare cataloghi di ogni tipo: per citame alcuni, MGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies) del 1973, che riporta 12921 galassie settentrionali fino alla magnitudine 14.5.
Poi il catalogo di Abell, o catalogo degli ammassi, che con l'estensione di Corwin riporta 4300 ammassi di galassie con declinazione A> -27% e con distanza tra 80 ed 800 Mpc.
Ed ancora il catalogo di Arp, che riporta 585 galassie interagenti, in gruppi, o comunque peculiari, per un totale di 338 oggetti AM.

LE POPOLAZIONI STELLARI DELLA GALASSIA

Nel 1944 W. Baade riconobbe l'esistenza di due popolazioni stellari in M31, una di stelle vecchie e rossastre, concentrate nel bulge, ed una di stelle bianco-azzurre, più giovani, e distribuite principalmente nel disco della galassia.
Le stelle vecchie costituiscono la popolazione 11, le giovani la popolazione I.
Tale suddivisione è stata in seguito riportata ed,estesa -alle altregalassie-.-,nella Via Lattea oggi gli astronomi riconoscono 5 popolazioni stellari, ma per praticità limiteremo la trattazione a soli tre tipi.

DISCO SOTTILE 0 POPOLAZIONE 1

La popolazione dei bracci a spirale è la più giovane in assoluto, è concentrata molto vicino al piano del disco e presenta uno spessore di - 100 pc.
Componenti tipici dei bracci sono: idrogeno e nubi molecolari, regioni H II*, stelle dei tipi 0 e B, cefeidi classiche.
La popolazione del disco è distribuita in modo più diffuso, e non segue la struttura a spirale. Lo spessore varia da 200 a 800 pc, l'età è superiore, e gli oggetti caratteristici sono stelle dei tipi A e successivi, nebulose planetarie e nane bianche. Il raggio del disco è di 15---20 kpc. Il disco comprende anche uno strato di gas e polveri, piuttosto sottile, che costituisce il materiale per formare le future popolazioni stellari I.

* Regioni H II = nubi di idrogeno ionizzato. H I = idrogeno neutro. Nubi molecolari = nubi di idrogeno freddo, biatornico, con una piccola quota di altri gas molecolari.

ALONE STELLARE 0 POPOLAZIONE Il

La popolazione Il comprende il sistema degli ammassi globulari, stelle a bassa metallicità ed alta velocità nei dintorni del Sole, e stelle nane più ricche di metalli in direzione del centro della Galassia.
Gli ammassi globulari sono classici indicatori dell'alone galattico; composti da stelle molto vecchie, povere di metalli, hanno una distribuzione quasi sferica attorno alla Galassia, con un raggio di 20+ 30 kpc.
Il Sole è una classica stella del disco, una nana di classe G 2 V, e partecipa alla rotazione della Galassia con una velocità di 220km/s, con orbita circolare.
Le vicine del Sole partecipano alla stessa rotazione su orbite circolari, e quindi le ffifferenze di velocità sono molto basse.
Le stelle dell'alone galattico hanno velocità piuttosto bassa, circa 40km/s, ma su orbite fortemente ellittiche e non complanari al disco; se tali orbite intersecano quella del Sole, la differenza di velocità può essere molto elevata, giustificando pertanto il nome di stelle ad alta velocità. Le variabili tipo RR Lyrae sono classici indicatori di questa popolazione.
Il bulge è la parte centrale della Galassia, con raggio di 1.5 ÷ 2 kpc, di forma ellitticosferoidale, con stelle vecchie ma a metallicità più alta di quella dell'alone. Nel bulge sono state identificate alcune stelle di tipo A, il che farebbe supporre un episodio di formazione stellare abbastanza recente.

DISCO SPESSO 0 POPOLAZIONE II INTERMEDIA

La vera natura di questa popolazione stellare non è del tutto chiara.
Conteggi e studi cinematici danno uno spessore di 1 ÷ 1.5 kpc, ed una velocità di rotazione di 180 km/s, quindi piuttosto vicina a quella della popolazione I. Altre caratteristiche fanno ritenere ad alcuni astronomi che si tratti semplicemente di un'estensione del disco sottile, anche se la metallicità delle stelle è diversa. Elementi caratteristici di questa popolazione sono _le variabili tipo Mira ed RR Lyrae.
Appare evidente che le varie popolazioni stellari non sono nettamente distinte tra loro, ma vi è un gradiente di età: le varie popolazioni si fondono tra loro, miscelandosi alle nubi molecolari, alle nebulose, ed alle altre componenti della Galassia, in funzione delle condizioni fisiche iniziali della nube protogalattica, seguendo poi un'evoluzione che continua nel tempo.