GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA GALASSIE DAL … · mostra oggetti distanti anche 13 miliardi di anni ... sono state sparse nell’universo dal processo di INFLAZIONE seguito alle

GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA

GALASSIE DAL NUCLEO ATTIVO

QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO

UNIVERSO A GRANDE SCALA

ETIMOLOGIA

LA SCOPERTA DELLE GALASSIE

LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE

CLASSIFICAZIONE MORFOLOGICA

CORSO DI ASTRONOMIA DI BASE 2012

SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA - ETIMOLOGIA 3


Il termine «galassia» deriva dal greco «Γαλαξίας», o meglio

«galaxias», che significa «latteo». Proprio per questo motivo la

nostra galassia, che si indica con la lettera maiuscola per

essere contraddistinta dalle altre, è chiamata anche Via Lattea.

Paradossalmente, il termine galassia indica che tutte le galassie

sono delle vie lattee.

: Giove ebbe un figlio extraconiugale da Alcmena (a dire il vero attratta con l’inganno

visto che Giove assunse le sembianze del marito). Il figlio era Eracle. Giove volle dotarlo di poteri

divini e per questo lo fece allattare dalla moglie Era mentre ella dormiva. Era si svegliò e capì

tutto, quindi allontanò il bambino strappandolo dal suo seno con tale forza che delle gocce di latte

si persero nel cielo andando a formare proprio la Via Lattea che vediamo ora, la Galaxia.

SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA – LA SCOPERTA DELLE GALASSIE 4


… ciò che si vedeva in

cielo all’epoca

dell’osservazione visiva

priva di strumenti ottici era

proprio una striscia

lattescente che tagliava il

cielo da un lato all’altro,

qualcosa di indistinto e di

indistinguibile per la civiltà

dell’epoca.

Una striscia di latte vera e

propria, nell’immaginario

romantico collettivo.

SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA – LA SCOPERTA DELLE GALASSIE

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Già Odierna, nel secolo XVII, inserì nel suo De

Admirandis Coeli Characteribus un elenco di «oggetti

nebulosi» che erano evidentemente diversi dalle stelle,

mentre alla fine del secolo XVIII il francese Charles

Messier elaborò un catalogo di oggetti apparentemente

nebulari da non confondere con le comete.

A breve distanza, Sir William Herschel elaborò il suo

Catalogue of Nebulae and Clusters riportando ben

5000 oggetti nebulari.

L’immagine mostra un disegno della galassia M51 elaborato da Lord Rosse nel 1845


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Sir William Herschel ebbe anche il merito di iniziare

a contare le stelle, scoprendo che queste tendono a

addensarsi maggiormente in direzione delle

costellazioni di Sagittario e Scorpione e che

tendono a disporsi in un disco che sembra

circondare il nostro Sistema Solare.

Il figlio John effettuò in seguito lo stesso lavoro

nell’emisfero australe, giungendo allo stesso

risultato.

Unico errore: posizionarono il Sole nei pressi del

centro galattico.


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Nel 1917 Heber Curtis confrontò la brillantezza della supernova

S And, in M31, con quella raggiunta dalle supernovae

presumibilmente più vicine, scoprendola 10 volta inferiore.

Ovvia conseguenza? Quella «nebula» doveva essere per forza

molto più lontanam in un «universo isola» così come Immanuel

Kant andava sostenendo già da qualche tempo.

Non tutti furono d’accordo ovviamente, e si arrivò al 1920 con il Grande Dibattito tra Curtis e

Harlow Shapley sulla natura di questi oggetti e sulle conseguenti dimensioni dell’universo. Curtis

elaborò la sua teoria sulla base, soprattutto, di due indicazioni fondamentali quali:

1. Presenza di bande scure lungo il perimetro di M31, proprio come le nostre nebulose oscure

2. Effetto Doppler elevato nello spostamento di M31.


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Nel 1923 Edwin Hubble con il nuovo telescopio da 2,5 metri di

Monte Wilson riesce a risolvere le stelle più esterne di M31,

scoprendo molte Cefeidi.

Dato il preciso rapporto tra variazione di luminosità e tempo di

variazione trovato da Henrietta Leavitt, Hubble riesce a capire

che le cefeidi trovate, e quindi la «nebula» che le ospita, si

trovano a distanze molto più elevate di quanto ritenuto finora.

L’universo viene ad assumere distanze finora impensabili! E quelle che si vedono all’esterno

della nostra galassia sono galassie proprio come la nostra. Miliardi!


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Quasi a voler dar ragione all’uomo dal quale

ha preso il nome, il telescopio spaziale

Hubble della NASA ha immortalato migliaia di

galassie nella costellazione della Fornace, in

un periodo dal 24 settembre 2003 al 16

gennaio 2004.

L’immagine, nota come ,

mostra oggetti distanti anche 13 miliardi di

anni luce e contiene circa 10.000 galassie in

circa 3 arcominuri di cielo, circa un decimo

del diametro della Luna piena vista dalla

Terra.

SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA – LA FORMAZIONE DELLE GALASSIE

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Il problema principale sulla formazione galattica

è legare quantistica e relatività, visto che le

galassie di oggi sono ovviamente regolate dalla

gravità mentre si sono formate quando

comandavano le leggi quantistiche.

Le prime galassie che possiamo vedere

risalgono a tempi in cui l’universo era

giovanissimo, con una età massima di 800

milioni di anni, e sembra proprio che tutto abbia

avuto origine dalle fluttuazioni quantistiche che

sono state sparse nell’universo dal processo di

INFLAZIONE seguito alle fasi iniziali del Big

Bang.

Se l’universo fosse stato sempre assolutamente omogeneo e isotropo, non ci sarebbe mai stato

modo di assistere a concentrazioni di massa. Invece nella piccolissima scala quantistica anche il

vuoto è caratterizzato da fluttuazioni quantistiche, e queste hanno determinato le prime masse.


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Ciò che noi vediamo oggi a microonde è

quel che resta dell’energia iniziale

sprigionata nel Big Bang.

La mappa della radiazione cosmica di

fondo ottenuta da WMAP mostra un

universo non proprio omogeneo all’inizio.

Le differenti colorazioni indicano infatti una

differente temperatura.

Le fluttuazioni sono risalenti ad una età dell'universo di 380 mila anni (fine della Dark Age) e sono

cresciute fino a che hanno dato vita alle attuali strutture del cosmo, a partire da un miliardo di anni

dopo il Big Bang. Laddove c'era una fluttuazione, e quindi un maggior numero di particelle, c'era

anche un maggior numero di fotoni e quindi una zona più calda della CBR. La fluttuazione tipica è di

poche decine di milionesimo di grado rispetto ai 2,73°K classici della CBR. Le zone più calde della

CBR accolgono oggi un migliaio di galassie, mentre le zone più fredde corrispondono agli attuali

spazi privi di corpi celesti, i cosiddetti vuoti.


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Il Big Bang ha dato vita soltanto a

idrogeno ed elio, quindi le masse che

nascevano non potevano essere altro

che gas di idrogeno e litio.

E la ? Non interagisce

con la radiazione, quindi il modello

attuale prevede che i primi

addensamenti siano in realtà di materia

oscura e che siano iniziati fin da subito,

attraendo in seguito la materia

barionica.

Le prime galassie sono quindi

addensamenti di materia oscura e di

gas.


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Le galassie si formano in seguito ad un vasto e

simultaneo processo gravitazionale di aggregazione di

massa, della durata di circa un milione di anni.

Dopo un miliardo di anni si formano gli ammassi

globulari, il buco nero supermassiccio ed il centro

galattico (bulge) con stelle di Popolazione II.

Dopo due miliardi di anni la materia accumulata si

dispone a formare il disco galattico acquisendo sempre

materia, sempre più pesante, per formare stelle di

Popolazione I e pianeti.


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Le galassie si formano per aggregazioni

successive, partendo da ammassi globulari

per acquisire poi materia da accorpare e

creando l’alone esterno.

Dapprima ammassi globulari condensati al

centro a formare un buco nero.

Gli ammassi attraggono, in seguito, gas

dall’esterno a formare l’alone dando vita

alle galassie nane e poi ancora alle

galassie a spirale come le vediamo oggi.


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Con la concentrazione di gas, iniziano ad

innescarsi anche i procedimenti di formazione

stellare.

Le prime stelle sono giganti, formate

esclusivamente da idrogeno ed elio primordiali

(stelle di Popolazione III).

Data la enorme massa, si consumano presto

esplodendo come supernovae ed arricchendo il

mezzo interstellare di metalli pesanti.

Le stelle di seconda generazione (Popolazione

II) sono quindi più ricche di metalli rispetto alle

prime, fino ad arrivare alle stelle attuali

(Popolazione I) molto ricche di metalli.


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Una galassia è un grande insieme di stelle

(nelle forme in cui si possono presentare,

singole e sistemi), mezzo interstellare (gas e

polveri) legati assieme dalla reciproca forza

di gravità. In genere è presente un buco

nero supermassivo centrale.

In prima approssimazione le galassie a spirale che originano dal processo visto sono formate da:

nucleo galattico (core), bulge, alone, disco. Possono avere una barra centrale.


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Il nucleo galattico è la parte centrale di una galassia, che

contiene spesso (se non sempre) un buco nero

supermassivo.

Il nucleo è circondato da tantissime stelle, in genere per lo

più molto antiche anche se non mancano stelle giganti di

recente formazione.

La formazione stellare tuttavia è un fenomeno davvero

raro, almeno se andiamo a vedere la nostra Via Lattea e la

utilizziamo come modello.

A volte stelle azzurre non indicano stelle giovani, ma blue

stragglers oppure stelle che hanno perso i loro strati più

esterni.


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Il bulge è un rigonfiamento di notevole dimensione formato da un elevato numero di stelle, in

genere di Popolazione II e risalenti ai tempi di formazione della galassia stessa.


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Il bulge è la zona sferoidale che circonda le galassie a spirale, composta principalmente da stelle

rade, ammassi globulari, gas e materia oscura.

Raramente le stelle si assestano in questa zona e

probabilmente derivano dalla fusione con galassie

minori. Le orbite sono abbastanza caotiche e poco

stabili. Molte si concentrano in ammassi globulari e

sono di Popolazione II.

Gli effetti gravitazionali lasciano intendere che al di

là dell’alone visibile ci sia un alone di materia

oscura, la cui natura è ovviamente ancora tutta da

scoprire.


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Il disco è la zona relativamente ovale e piatta della galassia, nella quale è presente la maggior

parte di stelle e mezzo interstellare. Lo spessore è in genere di pochi anni luce ma il diametro

arriva a centinaia di migliaia di anni luce. Al suo interno ci sono i bracci di spirale.

A volte i bracci di spirale si trovano

intorno ad una barra centrale che, si

ritiene, sia la conseguenza di antiche

fusioni con altre galassie minori.

Proprio nel disco galattico si verificano i

tassi più elevati di formazione stellare.

SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA – LA CLASSIFICAZIONE DELLE GALASSIE

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Finora abbiamo parlato di galassie a spirale, ma non sono le uniche tipologie presenti e proprio

Edwin Hubble nel 1936, nel suo The Realm of the Nebulae, elaborò una classificazione

morfologica.

Il «manico» del diapason accoglie le

galassie ellittiche, dalle più tonde alle più

affusolate. I rami accolgono le galassie a

spirale e le galassie a spirale barrate,

dalle più raccolte alle più aperte.

Le ellittiche sono indicate con lettera E,

le spirale con la S ma se sono barrate si

aggiunge una B.


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Hubble ipotizzò che tutte le galassie nascono tonde per poi schiacciarsi e diventare a spirale.

Inoltre le galassie indicate non tenevano conto di altre tipologie che invece sono visibili

nell’universo, come le galassie irregolari.

Le galassie ellittiche erano classificate con un numero da 0 (le

più tonde) a 7 (le più ovali).

Le galassie a spirale e le barrate invece erano contrassegnate da

una lettera: la a indica quelle più chiuse mentre la c indica quelle

più aperte.


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Galassie IRREGOLARI, LENTICOLARI e PARTICOLARI

Galassie a SPIRALE, sono quelle viste finora

Galassie ELLITTICHE


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Abbiamo visto come il processo di formazione galattica dia luogo

tipicamente a galassie spiraleggianti.

Le galassie ellittiche sono caratterizzate da una totale assenza di

bracci galattici, da stelle giovani assenti così come assenti

risultano i gas interstellari e gli ammassi aperti.

La formazione si questo tipo di galassia è fatta risalire alla fusione

di più galassie di qualsiasi tipo. Le forze mareali, infatti, farebbero

sparire del tutto i bracci galattici dando vita, durante la fusione, a

intensa formazione stellare che poi cessa. ESO 306-17


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Le galassie irregolari rappresentano circa il 3%

delle galassie conosciute, sono ricche di materia interstellare e

presentano quindi alti tassi di formazione stellare, e non hanno

nessuno dei componenti delle galassie classiche, quali nucleo,

bracci, disco.

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.

Dotate di un bulge luminoso poco schiacciato e di un disco

relativamente piccolo, le galassie lenticolari si presentano come due

lenti convesse sovrapposte, sbarrate (SBO) o normali (SB). Si tratta

del 22% circa della popolazione galattica.

Esistono infine galassie particolari, dovute ad esempio ad esplosioni

come M82 oppure caratterizzate da una forma ad anello.

Oggetto di Hoag

AGN E BUCHI NERI

BLAZAR, QUASAR, SEYFERT


SERATA N° 9 – GALASSIE: NASCITA E MORFOLOGIA – ACTIVE GALACTIC NUCLEI

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Alcune galassie sono caratterizzate da

una attività del nucleo più intensa rispetto

a galassie come la nostra. Si parla in tal

caso di Galassie dal Nucleo Attivo, o

Active Galactic Nuclei (AGN).

Già il nome implica che la radiazione

eccezionalmente elevata sembra

provenire esclusivamente dal nucleo

dell’oggetto e consiste in radiazione che

può abbracciare tutto lo spettro così come

può presentare emissione di materiale

sottoforma di getti.

IL NUCLEO ATTIVO DI M51


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Ad oggi si ritiene che tutta l’attività sia riconducibile alla

presenza di un buco nero supermassivo, con massa

compresa tra 1 milione e 10 miliardi di masse solari,

presente all’interno della galassia e ancora in fase di

acquisizione di materiale circostante.

Questo materiale si surriscalda ed emette radiazione a

tutte le frequenze. Quasi il 50% della materia che cade

nel buco nero viene convertita in energia.

Una volta che il buco nero ha esaurito la propria scorta

«alimentare», si tranquillizza e la galassia diviene

tranquilla come la nostra Via Lattea, fermo restando

che eventi successivi potrebbero di nuovo innescare il

fenomeno.


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Si ritiene che tre parametri possano spiegare quasi

tutte le AGN ad oggi incontrate nell’universo:

1 – massa del buco nero;

2 – tasso di accrescimento del buco nero

3 – angolo di visuale della galassia dalla Terra.

Soprattutto l’ultimo punto è curioso: in base

all’inclinazione della galassia distante rispetto alla

nostra visuale abbiamo battezzato gli oggetti in

maniera diversa.

Proprio la presenza di materiale intorno al buco nero fa

sì che le più potenti AGN siano presenti all’inizio

dell’universo, a distanze elevatissime. Con il tempo

infatti queste scorte sono terminate.


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Le variazioni di luminosità derivano soprattutto dall'inclinazione del quasar rispetto a noi che lo

osserviamo: se il getto di materia e gas è rivolto dalla nostra parte, infatti, la variazione sarà maggiore

dal momento che il getto giunge proprio ai nostri occhi e varia in base alla quantità di materia che il

buco nero ingurgita: a volte di più, a volte di meno.

Negli anni Ottanta, con le nuove tecnologie, si riuscì a risolvere anche il disco dei quasar, alcuni dei

quali mostrarono addirittura una sorta di spirale a testimonianza che i quasar sono proprio galassie.

Il quasar (Quasi Stellar Radio Source) è un astro di apparenza

stellare e di grandissima luminosità, il cui spettro presenta un forte

spostamento verso il rosso a testimonianza dell'enorme lontananza.

Il forte redshift spesso colloca i quasar al limite dell’universo visibile, il

che è indice della eccezionale luminosità radio di questi oggetti.

Presentano anche una emissione proveniente da un getto, che

implica anche variazioni notevoli di luminosità.


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I quasar OVV (variano notevolmente nello spettro ottico) si comportano come gli altri con l'aggiunta

della componente rapidamente variabile.

In entrambi casi si ritiene che l'emissione variabile abbia origine in un getto relativistico orientato quasi

nella nostra linea di vista. Gli effetti relativistici amplificano sia la luminosità del getto che l'ampiezza

della variabilità.

Il blazar è una AGN che deve il proprio nome ad un mix tra

l’oggetto BL Lacertae e quasar. Sono caratterizzati da

emissioni radio e X rapidamente variabili e otticamente

polarizzate.

Non mostrano righe di emissione, né larghe né strette, per

cui il loro redshift può essere determinato solo in base allo

spettro della galassia ospitante.


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Nel 1974 le galassie di questo tipo furono distinte in due sottocategorie: le Seyfert-1 e le Seyfert-2.

Le Seyfert-1 sono caratterizzate da due tipologie di righe: permesse (molto larghe, larghezza a metà

altezza corrispondente a velocità comprese tra 1000 e 10000 Km/s) e proibite (strette, con velocità di

1000 Km/s al massimo). Le Seyfert-2 sono caratterizzate da righe permesse e proibite molto simili,

con velocità massime di 1000 Km/s.

Queste galassie sembrano rappresentare una fase di attività della vita di una galassia, intermedia tra

le galassie normali (fase calma) e i quasar (fase molto attiva)

Una galassia di Seyfert è una galassia a spirale con un nucleo

particolarmente luminoso, con emissione radio più potente

rispetto alle altre galassie ma soprattutto con una potenza molto

maggiore nel dominio infrarosso.

La scoperta delle galassie di Seyfert fu dovuta al fatto che alcune

galassie, maggiormente a spirale, denotavano regioni centrali più

luminose del normale e forti righe di emissione nello spettro.

GALASSIE INTERAGENTI

AMMASSI GALATTICI

SUPERAMMASSI GALATTICI


SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – GALASSIE DI ARP

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Molte galassie peculiari sono state catalogate da

Halton Arp, nel 1966, e sono ad oggi 338. Molte di

esse sono ad oggi riconosciute come galassie

interagenti, sebbene molte altre siano soltanto

galassie singole dalla forma irregolare. Il catalogo

comprende anche galassie nane, AGN e

radiosorgenti.

Molte galassie tendono ad interagire tra di loro. Anche la

nostra Via Lattea è destinata, dati i moti relativi, a

scontrarsi con la galassia di Andromeda, M31.

Abbiamo visto che proprio queste interazioni

determinano la formazione di galassie giganti e di

galassie irregolari, nonché di nuclei galattici ai quali

viene strappato lo strato più esterno.

SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – GALASSIE INTERAGENTI 35


Sappiamo da Hubble che le galassie

tendono ad allontanarsi le une dalle

altre, eppure molte galassie sono in

interazione. Questo vuol dire che nella

piccola scala la distanza tra galassie

può essere tale da avvicinarle senza

per questo intaccare l’espansione

dell’universo.

ARP 147

SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – GALASSIE INTERAGENTI 36


Le galassie sono talmente grandi che la probabilità di collisione tra stelle è quasi nulla.

Ciò che accade è invece un waltzer tra le galassie che iniziano ad attraversarsi più volte fino a dar

vita ad una grande galassia ellittica.

Il processo di formazione stellare, ovviamente, si accende visto che i gas entrano a contatto e

sfregandosi aumentano la propria temperatura.

Una conseguenza nel caso di collisione tra una grande galassia e una minore è invece, oltre

all’intensificazione dell’attività di formazione stellare, anche la formazione di una barra nelle galassie

a spirale più grandi.

SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – GRUPPI GALATTICI 37


Con le strumentazioni sempre più evolute è stato possibile

rendersi conto che molte galassie sono in orbita intorno ad un

comune baricentro.

Le aggregazioni più piccole di galassie sono i GRUPPI

GALATTICI, caratterizzati da:

1. non più di 50 galassie con diametro di circa 3 milioni di anni

luce;

2. massa di circa 1013 masse solari;

3. differenza di velocità tra le galassie di circa 150 km/s.

Il Gruppo Locale è un gruppo di galassie comprendente più di

trenta elementi tra i quali la nostra Via Lattea e la galassia M31,

estendendosi per almeno 7 milioni di anni luce di diametro.

SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – AMMASSI GALATTICI 38


A scala ancora più grande, le galassie possono unirsi in

Ammassi. Un ammasso è tale se:

1. le galassie sono in numero da 50 a 1000

2. hanno una massa totale da 1014a 1015 masse solari

3. hanno un diametro di almeno 25 milioni di anni luce

4. la velocità delle galassie è di circa 1000 km/s, velocità che

va diminuendo man mano che ci si allontana dal centro

dell'ammasso.

In genere sono composti da galassie ellittiche, soprattutto nelle

regioni centrali. Tra le galassie è presente una enorme quantità

di gas intergalattico che raggiunge temperature che vanno dai

10 ai 100 milioni di gradi.

SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – SUPERAMMASSI GALATTICI 39


I superammassi galattici sono insiemi di ammassi

galattici legati gravitazionalmente tra di loro.

La dimensione di un superammasso arriva a

centinaia di milioni di anni luce e contiene

migliaia di galassie.

Ad oggi sembra che i superammassi di galassie

siano le strutture gravitazionalmente più grandi

dell’universo.

Giunte a queste, non resta che vedere come

queste strutture si dispongano nell’universo

stesso.

FILAMENTI E VUOTI

UNIVERSO A GRANDE SCALA


SERATA N° 9 – SERATA N° 9 – QUANDO LE GALASSIE SI UNISCONO – STRUTTURE A GRANDE SCALA 41


L'Universo appare quindi formato di

superammassi e le osservazioni sembrano

mostrare una distribuzione molto particolare.

Questi superammassi sono collegati da

filamenti luminosi di galassie, che separano

zone scure di spazi vuoti che hanno

dimensioni di decine di milioni di parsec.

Nel loro insieme, i superammassi e i filamenti

che li collegano fanno parte di un'unica

struttura filamentosa, cioè di un unico

filamento. Tutti questi elementi sono disposti in

modo tale da disegnare una forma a groviera o

a spugna: i filamenti si dispongono come la

superficie di una bolla vuota di dimensioni

enormi.



L’interno delle bolle composte dai filamenti di

superammassi di galassie sembra essere

totalmente vuoto dal punto di vista della

massa. Si parla proprio di VUOTI.

Sono i grandi spazi esistenti tra i filamenti di

galassie, che contengono una massa tendente

a zero ed apparentemente nulla. Tipicamente,

un vuoto ha un diametro che si estende dai 30

ai 500 milioni di anni luce, ma ci sono

anche vuoti più grandi che vengono

definiti supervuoti.



La teoria più comunemente accettata vede

l’universo omogeneo e isotropo, quindi

uguale a sé stesso da ovunque lo si guardi

e in qualsiasi direzione.

Ovviamente non a scala piccola, perché

se guardiamo il cielo non ci sembra tutto

uguale. A scale più grandi, tuttavia,

abbiamo visto che l’universo ha una

struttura spugnosa formata da

gigantesche bolle create dai filamenti di

superammassi che lasciano ampi spazi

vuoti.

Una struttura ripetitiva sempre uguale a sé stessa in ogni direzione ed in qualunque luogo. Tutto

sta a trovare la scala giusta, e finché non viene trovata anche teorie alternative hanno il loro

consenso.



Una delle teorie più forti vede l’universo ripetersi in

scala: dalle componenti più piccole a quelle più grandi,

l’universo è sempre in scala. Così l’atomo ha un nucleo

con elettroni che orbitano intorno esattamente come, su

scala più grande, il Sole ha i pianeti che orbitano

intorno.

La teoria è portata avanti da Luciano Pietronero e

Francesco Sylos Labini.

Studiare un elemento piccolo, quindi, ci consente di

capire anche come funzionano le strutture più grandi

dell’universo, visto che l’unica cosa che cambia è la

dimensione.

L’universo non è quindi omogeneo, ma si ripete in scala.



Il 22 agosto 2012 l’analisi della distribuzione

delle oltre 200mila galassie presenti nei 3 miliardi

di anni luce cubici di cosmo studiati nella survey

WiggleZ conferma, su larga scala, l’omogeneità

del cosmo.

La scala oltre la quale la frattalità di gruppi,

ammassi e superammassi cessa è di 350 milioni

di anni luce. A questa scala l'omogeneità prevista

dal principio cosmologico inizierebbe ad

emergere sempre più prepotentemente,

annullando qualsivoglia struttura nell'indistinta

uniformità del tutto.

I SISTEMI PLANETARI


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