Galassia

Unagalassiaè un grande insieme distelle,sistemi,ammassiedassociazioni stellari,gasepolveri(che formano ilmezzo interstellare), legati dalla reciprocaforza di gravità.Il nome deriva dalgrecoγαλαξίας(galaxìas), che significa "di latte,latteo", in riferimento allaVia Lattea, la galassia a  cui appartiene ilsistema solaree la prima osservata.
Le galassie sono oggetti vastissimi di dimensioni estremamente variabili; variano dalle più piccolegalassie nane, contenenti poche centinaia di milioni di stelle,alle galassie giganti che contengono un numero di stelle nell'ordine di centomila miliardi,orbitanti attorno a un comunecentro di massa.
Non tutti i sistemi massicci auto-gravitanti costituiti da stelle vengono definiti galassie; il limite dimensionale inferiore, convenzionalmente, per la definizione di galassia è un ordine di massa di 10masse solari, criterio per cui gliammassi globularie gli altriammassi stellarinon sono galassie. Non è definito un limite superiore, tutte le galassie osservate comunque non superano una dimensione massima di circa 10masse solari.
Le galassie sono state categorizzate secondo la loro forma apparente (o morfologia visuale) in tre tipologie principali:ellittiche,a spirale,eirregolari (o peculiari). Le galassie ellittiche sono la forma più semplice, sono prive di strutture a eccezione del gradiente di luminosità dal centro alla periferia, appaiono visivamente comeellissidai contorni sfumati conellitticitàvariabile, e sono in effettiellissoidi. Le galassie a spirale possiedono invece una formadiscoidalesul cui piano si sviluppano delle strutture spiraliformi che si dipartono da un rigonfiamento centrale dettonucleo. Si possono presentare alla nostra osservazione da qualsiasi inclinazione. Le galassie di forma irregolare o insolita sono dettegalassie peculiari. Tali categorie morfologiche sono a loro volta suddivise in ulteriori sotto-categorie, e vi sono anchegalassie discoidalicon alcune caratteristiche intermedie fra le galassie ellittiche e quelle a spirale. Le galassie, di tutte le tipologie, sono in genere dotate di unalone, ovvero una regione di spazio molto grande dai contorni sfumati in cui sono presenti, con bassa densità, oggetti che gravitano intorno alla struttura principale, inclusi ammassi globulari e, talvolta,galassie nane.
La forma delle galassie è influenzata da fattori esterni, cioè dalla presenza di altre galassie. Le galassie irregolari solitamente sono il risultato di deformazioni prodotte dainterazioni marealicon le galassie vicine o da collisioni. Se le interazioni sono particolarmente intense, come per esempio tra strutture galattiche molto vicine tra loro, può aver luogo lafusionedi due galassie, che può dare luogo alla formazione di unagalassia irregolare.La collisione tra due galassie può dare origine a intensi fenomeni diformazione stellare(starburst).
Le galassie si differenziano tra loro anche per il colore, che è correlato alla popolazione di stelle prevalente, e la loro forma apparente può risultare diversa a seconda dellalunghezza d'ondadellospettro elettromagneticoin cui le si osserva: per esempio una galassia irregolare può mostrare regioni e strutture che appaiono nell'infrarossoo nell'ultraviolettoe che la fanno apparire diversa se osservata in queste lunghezze d'onda rispetto alla sua forma inluce visibile.
Le galassie sono gli oggetti più numerosi nell'universo osservabile. Uno studio del2021stima il loro numero in alcune centinaia di miliardi (10).
Nell'universo osservabile visibile sono presenti sicuramente più di 2 000 miliardi di galassie, grazie alle osservazioni pubblicate nell'ottobre 2016che superano la passata stima dell'Hubble Ultra Deep field(che ne calcolava circa cento fino a quattrocento miliardi al massimo);tuttavia, secondo nuove stime, il numero ipotetico di galassie nell'universo estrapolato dalla struttura del cosiddetto Cosmical Optical Background a oggi noto, risulterebbe solo una frazione con un numero più alto di almeno uno o due ordini di grandezza (che attualmente non ci permetterebbero di numerarle poiché solamente contandole anche con l'ausilio di intelligenza artificiale si eccederebbe la durata della vita umana) ed inoltre approssimativamente un altro 90% delle galassie nell'universo osservabile risulterebbe secondo stime statistiche non rilevabile con i telescopi di cui disponiamo oggi, ancora troppo poco potenti.Gran parte di esse ha un diametro compreso fra 1 000 e 100 000parsece sono di solito separate da distanze dell'ordine di milioni di parsec (megaparsec, Mpc).Lospazio intergalatticoè parzialmente colmato da un tenuissimo gas, la cuidensitàè inferiore a unatomoalmetro cubo. Nella maggior parte dei casi, le galassie nell'Universo sono organizzate secondo precise gerarchie associative, dalle più piccole associazioni, formate da alcune galassie, agliammassi, che possono essere formati anche da migliaia di galassie. Tali strutture, a loro volta, si associano nei più imponentisuperammassi galattici. Queste grandi strutture sono di solito disposte all'interno di enormi correnti (come la cosiddettaGrande Muraglia) efilamenti, che circondano immensivuotidell'Universo.
Sebbene la questione non sia ancora del tutto ben chiara, lamateria oscurasembra costituire circa il 90% dellamassadi gran parte delle galassie a spirale, mentre per le galassie ellittiche si ritiene che questa percentuale sia minore, variando fra lo 0 e circa il 50%. I dati provenienti dalle osservazioni inducono a pensare che al centro di molte galassie, sebbene non di tutte, esistano deibuchi neri supermassicci; la presenza di questi singolari oggetti spiegherebbe l'attività del nucleo delle galassie cosiddetteattive. Tuttavia la loro presenza non implica necessariamente che la galassia che li ospiti sia attiva, dato che anche la Via Lattea molto probabilmente nasconde nel suonucleoun buco nero massivo di nomeSagittarius A*.
La parola "galassia" deriva dal terminegrecoche indicava la Via Lattea,Γαλαξίας(Galaxìas), che significa per l'appunto "latteo", o ancheκύκλος γαλακτικός(kyklos galaktikòs), con il significato di "circolo galattico". Il nome deriva da un episodio piuttosto noto dellamitologia greca.Zeus, invaghitosi diAlcmena, dopo avere assunto le fattezze del marito, il re diTrezeneAnfitrione, ebbe un rapporto con lei, che rimase incinta. Dal rapporto nacqueEracle, che Zeus decise di porre, appena nato, nel seno della sua consorteEramentre lei era addormentata, cosicché il bambino potesse bere il suo latte divino per diventare immortale. Era si svegliò durante l'allattamentoe si rese conto che stava nutrendo un bambino sconosciuto: respinse allora il bambino e il latte, sprizzato dallemammelle, schizzò via, andando a bagnare il cielo notturno; si sarebbe formata in questo modo, secondo gliantichi Greci, la banda chiara di luce nota come "Via Lattea".
QuandoWilliam Herschelcompilò il suo catalogo deglioggetti del cielo profondo, usò la locuzionenebulosa spiraleper descrivere le caratteristiche di alcuni oggetti di aspetto nebuloso, come laGalassia di Andromeda; queste "nebulose" furono in seguito riconosciute, quando si iniziò a scoprirne la distanza, come immensi agglomerati di stelle estranei alla Via Lattea; ebbe così origine la teoria degli "universi-isola". Tuttavia, tale teoria cadde presto in disuso, poiché per "Universo" si intendeva la totalità dello spazio, con all'interno tutti gli oggetti osservabili, così si preferì adottare il terminegalassia.Di fatto, da un punto di vista strettamenteetimologico, i termini "galassia" e "Via Lattea" sono analoghi.
L'osservazione amatoriale delle galassie, rispetto ad altri oggetti del profondo cielo, è resa difficoltosa da due fattori principali: A) la grandissima distanza che ci separa da esse, che fa in modo che solo le più vicine siano visibili con relativa facilità, quindi la loroluminosità superficiale, in genere molto debole. B) molte delle galassie più vicine a noi sonogalassie nanedi piccole dimensioni, formate solo da alcuni milioni di stelle,visibili solo con un potentetelescopio(e non è un caso che molte di queste siano state scoperte solo in tempi recenti).
Oltre alla Via Lattea, la galassia all'interno della quale si trova il nostrosistema solare, solo altre tre sono visibili aocchio nudo: leNubi di Magellano(GrandeePiccola Nube di Magellano), visibili solamente dall'emisfero australedelnostro pianeta, si presentano come macchie irregolari, quasi dei frammenti staccati della Via Lattea, la cui scia luminosa corre a breve distanza; si tratta di due galassie molto vicine, orbitanti attorno alla nostra; tra le galassie giganti invece, l'unica visibile a occhio nudo è laGalassia di Andromeda, osservabile principalmente dall'emisfero borealeterrestre. È la galassia gigante più vicina a noi e anche l'oggetto più lontano visibile a occhio nudo: si presenta come un alone chiaro allungato, privo di dettagli. LaGalassia del Triangolo, una galassia spirale di medie dimensioni poco più lontana di Andromeda, risulta già invisibile a occhio nudo, rivelandosi solo con unbinocolonelle notti più limpide. Tra le galassie prossime al nostroGruppo Localealcune degne di nota sono in direzione dellacostellazionedell'Orsa Maggiore(M82eM81),ma già sono visibili solo con untelescopio amatoriale.
Dopo la scoperta, nei primi decenni del XX secolo, che le cosiddettenebulose spiraliformierano entità distinte (chiamategalassieouniversi-isola) dalla Via Lattea, si sono condotte numerose osservazioni volte a studiare talioggetti, principalmente allelunghezze d'ondadellaluce visibile. Il picco di radiazione di gran parte delle stelle, infatti, ricade entro questo range; pertanto l'osservazione delle stelle che formano le galassie costituiva la quasi totalità dell'astronomia ottica. Alle lunghezze d'onda del visibile è possibile osservare in maniera ottimale leregioni H II(costituite da gas ionizzato), allo scopo di esaminare la distribuzione delle polveri all'interno dei bracci delle galassie a spirale.
La polvere cosmica, presente nelmezzo interstellare, è però opaca alla luce visibile, mentre risulta già più trasparente all'infrarossolontano, utilizzato per osservare nel dettaglio le regioni interne delle nubi molecolari giganti, sede di intensa formazione stellare, ed i centri galattici.Gli infrarossi sono anche utilizzati per osservare le galassie più lontane, che mostrano un altospostamento verso il rosso; esse ci appaiono come dovevano presentarsi poco dopo la loro formazione, nei primi stadi dell'evoluzione dell'Universo. Tuttavia, poiché ilvapore acqueoe ildiossido di carboniodellanostra atmosferaassorbono una parte rilevante della porzione utile dello spettro infrarosso, per leosservazioni nell'infrarossosono usati solamente telescopi ad alta quota oin orbita nello spazio.
Il primo studio sulle galassie, in particolare su quelle attive, non basato sulle frequenze del visibile fu condotto tramite leradiofrequenze; l'atmosfera è infatti quasi totalmente trasparente alleonde radiodifrequenzacompresa fra 5MHze 30 GHz (laionosferablocca i segnali al di sotto di questa fascia).Grandi radiointerferometrisono stati usati per mappare i getti emessi dai nuclei delle galassie attive. Iradiotelescopisono in grado di osservare l'idrogeno neutro, includendo, potenzialmente, anche la materia non ionizzata dell'Universo primordiale collassata in seguito nelle galassie.
Itelescopi a raggi Xe aultraviolettipossono inoltre osservare fenomeni galattici altamente energetici. Un intenso brillamento (flare) agli ultravioletti fu osservato nel 2006 mentre una stella di una galassia distante era catturata dal forte campo gravitazionale di un buco nero.La distribuzione del gas caldo negli ammassi galattici può essere mappata attraverso i raggi X; infine, l'esistenza dei buchi neri supermassicci nei nuclei delle galassie fu confermata proprio attraverso l'astronomia a raggi X.
La scoperta che ilSoleè all'interno di una galassia, e che vi sono innumerevoli altre galassie, è strettamente legata alla scoperta della vera natura dellaVia Lattea.
Prima dell'avvento deltelescopiogli oggetti lontani come le galassie erano del tutto sconosciuti, data la loro bassa luminosità e la grande distanza. Alle civiltà classiche poteva essere nota soltanto una macchia chiara in direzione dellacostellazione di Andromeda(quella che fu per lungo tempo chiamata "Grande Nube di Andromeda"), visibile senza difficoltà a occhio nudo, ma la cui natura era del tutto ignota. Le due Nubi di Magellano, le altre galassie visibili a occhio nudo, possedevano unadeclinazionetroppo meridionale perché potessero essere osservate dalle latitudini temperate boreali. Furono sicuramente osservate dalle popolazioni dell'emisfero sud, ma da parte loro ci sono giunti pochi riferimenti scritti.
Il primo tentativo di catalogare quelli che allora erano chiamati "oggetti nebulosi" risale all'inizio del XVII secolo, a opera del sicilianoGiovan Battista Hodierna, che inserì nel suo catalogoDe Admirandis Coeli Characteribusdel 1654 anche alcune di quelle che in seguito sarebbero state chiamate "galassie".Verso la fine del XVIII secolo, l'astronomofranceseCharles Messiercompilò uncatalogodelle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo, che comprendeva altre 5 000 nebulose, stilato dall'ingleseWilliam Herschel. Herschel fu inoltre il primo a tentare di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione delSoleal suo interno; nel 1785 compì un conteggio scrupoloso del numero di stelle in seicento regioni differenti del cielo dell'emisfero boreale; egli notò che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava a una determinata zona del cielo, coincidente con ilcentro della Via Lattea, nellacostellazione del Sagittario. Suo figlioJohnripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni.Herschel senior disegnò poi un diagramma della forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.
Nel 1845William Parsonscostruì un nuovo telescopio che gli permise di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali; riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce (ovvero dellestelle) in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi del filosofo tedescoImmanuel Kant, che riteneva che alcune nebulose fossero in realtà galassie distinte dalla Via Lattea.Nonostante questo, le galassie non furono universalmente accettate come entità separate dalla Via Lattea finchéEdwin Hubblenon risolse definitivamente la questione nei primi anni venti del XX secolo.
Nel 1917Heber Curtisosservò lasupernovaS Andromedaeall'interno della "Grande Nebulosa di Andromeda" (M31); cercando poi con accuratezza nei registri fotografici ne scoprì altre undici. Curtis determinò che lamagnitudine apparentedi questi oggetti era 10 volte inferiore di quella che raggiungono gli oggetti all'interno della Via Lattea. Come risultato egli calcolò che la "nebulosa" dovesse trovarsi a una distanza di circa 150 000parsec; Curtis divenne così sostenitore della teoria degli "universi isola", che affermava che le nebulose di forma spirale erano in realtà galassie simili alla nostra, ma separate.Nel 1920 ebbe luogo ilGrande DibattitotraHarlow Shapleye Heber Curtis sulla natura della Via Lattea, dellenebulose spiraliformie sulle dimensioni generali dell'Universo. Per supportare l'ipotesi che la Grande Nebulosa di Andromeda fosse in realtà una galassia esterna, Curtis indicò la presenza di macchie scure, situate nelpiano galatticodi Andromeda, simili allenebulose oscureosservabili nella Via Lattea, e fece notare anche il notevole spostamento della galassia secondo l'effetto Doppler.
Il problema fu definitivamente risolto daEdwin Hubblenei primi anni venti, grazie all'uso del nuovo e più potentetelescopio Hooker, situato presso l'osservatorio di Monte Wilson.Lo scienziato americano fu in grado di risolvere le parti esterne di alcune nebulose spiraliformi come insiemi di stelle e tra esse identificò alcunevariabili Cefeidi, che lo aiutarono a stimare la distanza di queste nebulose: queste si rivelarono troppo distanti per essere parte della Via Lattea.Nel 1936 lo stesso Hubble ideò un sistema di classificazione per le galassie ancora usato ai nostri giorni: lasequenza di Hubble.
Lo schema classificativo della Sequenza di Hubble si basa sulla morfologia visuale delle galassie; esse si suddividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari. Dato che tale sequenza si basa esclusivamente su osservazioni di tipo prettamente morfologico visivo, essa non tiene in considerazione alcune delle caratteristiche più importanti delle galassie, quali il tasso diformazione stellaredellegalassiestarburste l'attività nel nucleo dellegalassie attive.
Il sistema di classificazione di Hubble considera le galassie come "ellittiche" (indicate dalla lettera "E") in base alla loroellitticità, ossia alla loro apparenza sferica più o meno allungata; la scala di misura parte dalla classe E0, indicante le galassie di aspetto quasi sferico, alla classe E7, fortemente allungate. Queste galassie hanno un profiloellissoidale, che conferisce loro un'apparenza più o meno ellittica a seconda dell'angolo di visuale. All'apparenza mostrano pochi dettagli e in genere possiedono al loro interno una quantità relativamente bassa dimateria interstellare. Di conseguenza queste galassie possiedono un numero esiguo diammassi apertie un tasso ridotto di formazione stellare; sono formate anzi da stelle generalmente piuttosto vecchie edevolute, orbitanti attorno a un centro comune di gravità secondo direzioni casuali. Tali caratteristiche le rendono in parte simili ai ben più piccoliammassi globulari.
Le galassie più imponenti sono detteellittiche giganti. Si pensa che molte galassie ellittiche si siano formate a causa diinterazioni fra galassie, che terminano nella collisione e nella successiva fusione dell'una nell'altra; come conseguenza di ciò possono crescere di dimensioni fino a raggiungere il diametro delle galassie spirali, ma con un numero di stelle decisamente superiore. Le galassie ellittiche giganti sono spesso presenti al centro di grandi ammassi di galassie, di cui spesso costituiscono i componenti più massicci, dove le interazioni tra singole galassie possono avvenire più frequentemente.Le galassiestarburstsono il risultato di collisioni galattiche che possono dar luogo a una galassia ellittica.
Le galassie spirali consistono in undiscodi stelle emateria interstellarerotante attorno a un centro, simile per composizione e caratteristiche a una galassia ellittica, in quanto è composto da stelle generalmente di età avanzata.All'esterno del centro, chiamatobulge(o rigonfiamento centrale), si trovano i bracci di spirale, relativamente luminosi. Nello schema di classificazione di Hubble, le galassie spirali sono indicate con la letteraS, seguita dalle lettere minuscolea,boc, che indicano il grado di spessore dei bracci di spirale e la dimensione del bulge centrale. Una galassia di tipoSapossiede dei bracci molto ben avvolti e poco definiti ed un nucleo centrale relativamente grande; viceversa, una galassia di tipoScha dei bracci ben definiti ed un rigonfiamento centrale molto ridotto.
Nelle galassie a spirale i bracci hanno un andamento simile a quello di unaspirale logaritmica, una figura che si può teoricamente mostrare come risultato di un disturbo nella rotazione uniforme della massa di stelle. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma con unavelocità angolareche varia da punto a punto: questo significa che le stelle transitano all'interno e all'esterno dei bracci di spirale, e la loro velocità dirivoluzionediminuisce nelle stelle che si trovano nelle regioni esterne ai bracci, mentre è più rapida per le stelle che vi si trovano all'interno.Si pensa che i bracci di spirale siano delle aree ad alta densità di materia, o meglio delleonde di densità. Come le stelle si muovono attraverso il braccio, la velocità spaziale di ciascuna di esse viene modificata dalle forze gravitazionali della densità più elevata; questa velocità ridiminuisce come le stelle riescono dal braccio di spirale. Questo effetto a "onda" può essere paragonato a un punto di traffico intenso di un'autostrada, con le auto costrette a rallentare in determinati punti. I bracci di fatto sono visibili a causa della loro alta densità, che facilita per altro laformazione stellare, e spesso nascondono al loro interno stelle giovani e luminose.
Un buon numero di galassie spirali mostrano una struttura stellare linearea forma di barrache attraversa il nucleo, da cui si dipartono i bracci di spirale.Nella classificazione di Hubble tali galassie sono indicate con la siglaSB, accompagnata dalle lettere minuscolea,boc, che indicano la forma e l'avvolgimento dei bracci di spirale allo stesso modo in cui vengono classificate le galassie spirali normali. Gli astrofisici ritengono che le barre siano delle strutture temporanee che si formano come risultato di un'onda di densità che irradia in direzioni opposte dal nucleo, oppure siano il risultato diforze di mareacon un'altra galassia.Molte galassie spirali barrate sono attive, forse a causa dell'incanalamento dei gas all'interno del nucleo, lungo i bracci.
La nostra Galassia, laVia Lattea, è una galassia a spirale barrata di grandi dimensioni,con un diametro di circa 100 000anni luce(30kpc) e uno spessore di circa 3 000 anni luce (1 kpc); contiene circa 200 miliardi di stelle (2×10)ed ha unamassatotale di circa 600 miliardi (6×10) dimasse solari.
Le galassie cosiddettepeculiarisono formazioni che sviluppano proprietà insolite, dovute all'interazione e alle forze mareali di altre galassie. Un esempio di questa classe di oggetti è lagalassia ad anello, che possiede una struttura anulare di stelle e mezzo interstellare che circonda una barra centrale. Si pensa che una galassia ad anello si possa formare qualora una galassia più piccola passi attraverso il nucleo di una galassia spirale.Probabilmente un evento come questo si è verificato nellaGalassia di Andromeda, la quale, se osservata nell'infrarosso, mostra una struttura ad anello multipla.
Unagalassia lenticolareè invece una forma intermedia che ha sia le proprietà delle galassie ellittiche sia quelle delle galassie spirali. Sono classificate secondo la sequenza di Hubble con la sigla S0 e possiedono dei bracci di spirale non definiti, con un alone ellittico di stelle.
In aggiunta a queste due classi esiste una grande varietà di galassie che non possono essere classificate né come ellittiche, né come spirali: di solito ci si riferisce a queste galassie con l'appellativo digalassie irregolari. Una galassia Irr-I possiede alcune strutture che non possono allinearsi con lo schema di Hubble; una galassia Irr-II invece non possiede neppure una struttura che ricordi la sequenza di Hubble, perché potrebbero essere state distrutte da diverse interazioni.Un esempio di galassie irregolari vicine alla nostra Galassia sono le dueNubi di Magellano.
Nonostante l'apparente prevalenza delle grandi galassie ellittiche o a spirale, la gran parte delle galassie dell'Universo è costituito in realtà dagalassie nane; queste deboli galassie possiedono circa un centesimo del diametro della Via Lattea e contengono al massimo appena qualche miliardo di stelle.
Molte galassie nane orbitano comesatellitiattorno a una singola grande galassia; la Via Lattea, per esempio, possiede poco meno di una ventina digalassie satelliti, ma secondo alcuni studi ne esisterebbero altre ancora da scoprire; alcune ipotesi suggeriscono che il loro numero possa aggirarsi sui 300 - 500.Le galassie nane sono a loro volta classificate comeellittiche,spiralied irregolari. Dato che le galassie nane ellittiche spesso mostrano somiglianze con le galassie ellittiche giganti, sono spesso chiamategalassie nane sferoidali.
Recentemente è stata scoperta una nuova classe di galassie denominate “green bean” (fagiolino) a causa del loro colore e al fatto che assomigliano ma in grande alle galassie “green pea” (galassie “pisello verde”). Essa date le "modiche" dimensioni risplende interamente la luce riflessa di un buco nero centrale supermassiccio. La prima galassia osservata con queste caratteristiche si trova nella costellazione dell'Acquario a una distanza di circa 3,7 miliardi di anni luce. La successiva analisi dei dati da parte dell'équipe ha rivelato che il buco nero non è molto attivo al centro, sicuramente meno di quanto ci si attendesse dalla dimensione e dall'intensità della regione illuminata. Gli esperti pensano che le regioni incandescenti siano un'eco del passato, di quando cioè il buco nero centrale era molto più attivo, e che diventeranno sempre meno brillanti a mano a mano che le ultime radiazioni dal buco nero attraversando la galassia si perderanno nello spazio.
Attualmente sono state trovate altre 16 galassie con proprietà simili, confermate poi da osservazioni effettuate al telescopio Gemini Sud.
Le stelle all'interno delle galassie sono in costante movimento;nelle galassie ellittiche, a causa del bilanciamento fravelocitàegravità, i movimenti sono relativamente contenuti, le stelle si muovono in direzioni casuali ed i movimenti rotazionali attorno al nucleo sono minimi; ciò conferisce a queste galassie la tipica forma sferica.
Nelle galassie a spirale le dinamiche sono notevolmente più complesse. Il nucleo, di forma sferoidale, possiede un'elevatadensitàdi materia, il che comporta che questo si comporti in modo simile a un corpo rigido. Nei bracci di spirale (che costituiscono ildisco galattico), invece, la componente di rotazione è preponderante, il che spiega la forma appiattita del disco. Lavelocità orbitaledella gran parte delle stelle della galassia non dipende necessariamente dalla loro distanza dal centro.Se si suppone, per l'appunto, che le parti più interne dei bracci di spirale ruotino più lentamente delle parti esterne (come avviene, per esempio, in un corpo rigido), le galassie spirali tenderebbero ad "attorcigliarsi" e la struttura a spirale diverrebbe staccata dal nucleo. Questo scenario è in realtà l'opposto di quanto si osserva nelle galassie spirali; per questo motivo gli astronomi suppongono che i bracci delle spirali siano il risultato di diverse onde di densità emanate dal centro galattico. Da ciò ne consegue che i bracci di spirale cambiano di continuo morfologia e posizione. L'onda di compressione aumenta la densità dell'idrogeno molecolare, che, manifestando fenomeni diinstabilità gravitazionale,collassafacilmente dando luogo alla formazione diprotostelle; di fatto, i bracci appaiono più luminosi del resto del disco non perché la loro massa sia notevolmente più elevata, ma perché contengono un gran numero di stelle giovani e brillanti.
Fuori dalle regioni delbulgeo dal bordo esterno, la velocità di rotazione galattica è compresa fra 210 e 240 km/s.Pertanto, ilperiodo orbitaledi una stella che orbita nei bracci di spirale è direttamente proporzionale solo alla lunghezza della traiettoria percorsa, a differenza di quanto può invece essere osservato nelsistema solare, dove ipianeti, percorrendo orbite differenti nel rispetto delleleggi di Keplero, possiedono anche significative differenze nellavelocità orbitale; quest'andamento delle orbite dei bracci di spirale costituisce uno degli indizi più evidenti dell'esistenza dellamateria oscura.
Il senso di rotazione di una galassia a spirale può essere misurato studiando l'effetto Dopplerriscontrato sulla galassia stessa, che rivela se le sue stelle sono in avvicinamento o in allontanamento da noi;tuttavia, questo è possibile solo a determinate condizioni: innanzitutto, la galassia non deve presentarsi "di faccia" o "di taglio", ossia l'angolo di visuale non deve essere uguale a 0º o 90º, questo perché se una galassia che si mostra perfettamente di faccia, le sue stelle giacciono approssimativamente alla stessa distanza da noi, in qualunque punto della loro orbita esse si trovino. Nel secondo caso - quello delle galassie con angolo di visuale inclinato - occorre dapprima stabilire quale parte di essa è più vicina e quale è più lontana.
Alcune galassie possiedono dinamiche del tutto particolari e insolite; è questo il caso dellaGalassia Occhio Nero(nota anche con la sigla delCatalogo di MessierM64). M64 è all'apparenza una normalegalassia a spirale, oscurata in più punti da fittenebulose oscure; tuttavia, recenti analisi dettagliate hanno portato alla scoperta che igas interstellaridelle regioni esterne ruotano in direzione contraria rispetto ai gas e le stelle delle regioni interne.
Alcuni astronomi ritengono che la rotazione contraria abbia avuto inizio quando M64 assorbì una propria galassia satellite, entrata in collisione con essa probabilmente più di un miliardo di anni fa. Nelle regioni di contatto tra le opposte rotazioni, i gas collisero e si compressero contraendosi, dando vita a una zona diformazione stellaremolto attiva. Della piccola galassia scontratasi con M64 ora non resta quasi più nulla; le sue stelle o sono state assimilate dalla galassia principale o sono state disperse nello spazio comestelle iperveloci, ma i segni della collisione sarebbero visibili nel moto contrario dei gas nelle regioni esterne di M64.
Le distanze che intercorrono in media tra le galassie appartenenti a uno stesso ammasso è lievemente maggiore dell'ordine di grandezzadel diametro delle galassie di dimensioni più grandi; per questo motivo, le interazioni fra le galassie sono relativamente frequenti, e svolgono un ruolo determinante nella loroevoluzione. Gli scambi di materia tra le galassie sono piuttosto frequenti e sono causate dalle distorsioni dovute alleforze mareali, all'origine spesso anche di scambi digasepolveritra i due sistemi galattici.
Le collisioni avvengono quando due galassie passano direttamente l'una attraverso l'altra con una velocità sufficiente a non farle andare incontro a una fusione. Le stelle di queste galassie risentono lievemente dell'interazione: le loro traiettorie restano imperturbate ed è raro il verificarsi di fenomeni di interazione diretta. Tuttavia, i gas e le polveri delle due galassie vanno necessariamente incontro a una interazione: le forze esercitate sulle nubi in collisione possono far scattare un violento fenomeno diformazione stellare(noto comestarburst) e ilmezzo interstellaresi disgrega e si comprime. Una collisione può distorcere enormemente la forma di una o di entrambe le galassie, formando barre, anelli o strutture piatte.
Se l'interazione è particolarmente forte, le galassie si fondono fra loro; in questo caso la velocità a cui i due sistemi si urtano non è sufficiente per consentire un "tranquillo" transito l'una dentro l'altra. Al contrario, tenderanno a unirsi gradualmente per formare un'unica grande galassia, spesso di forma ellittica. Nel caso in cui una delle galassie sia molto più grande dell'altra, il risultato è noto comecannibalismo galattico; in questo caso, la galassia più grande non subisce notevoli deformazioni dalla fusione, mentre la galassia più piccola è distrutta e le sue stelle vanno a far parte della galassia più grande. Il nucleo di alcune di queste galassie più piccole può disporsi separatamente nell'alone galattico, assumendo caratteristiche simili a quelle degliammassi globulari.La Via Lattea è attualmente in fase di fusione con laGalassia Nana Ellittica del Sagittarioe con laGalassia Nana Ellittica del Cane Maggiore.
Le stelle si formano nelle galassie all'interno di riserve di gas a temperatura piuttosto bassa (appena un centinaio dikelvin), che vanno a costituire icomplessi molecolarie lenubi molecolari giganti. È stato osservato che alcune galassie possiedono un tasso di formazione stellare straordinariamente alto, fenomeno noto nell'ambiente scientifico comestarburst(letteralmente,raffica di stelle). Se tale frenetica attività continuasse senza poi incontrare una flessione, la galassia consumerebbe la propria riserva di idrogeno in un tempo decisamente inferiore rispetto alla vita media delle altre galassie; dunque gliastrofisicisono propensi a ritenere che l'attività di starburst duri al massimo una decina di milioni di anni, un lasso di tempo quasi istantaneo se paragonato alla vita di una galassia. Nelle epoche più antiche della storia dell'Universo, i fenomeni di starburst dovevano essere molto più diffusi,mentre attualmente costituiscono circa il 15% di tutti i fenomeni di formazione stellare.
Le galassie starburst sono caratterizzate da forti concentrazioni di gas e dalla presenza di stelle giovani e brillanti, inclusestelle supermassiccediclasse O, che ionizzano lenubicreando le cosiddetteregioni H II.Tali stelle evolvono in tempi molto veloci (al massimo alcuni milioni di anni) ed esplodono insupernovae; si creano così deiresti di supernovain espansione, che, comprimendo i gas circostanti, innescano una reazione a catena di formazione stellare che si estende a tutta la regione nebulare. Solo quando il gas è prossimo a esaurirsi o a disperdersi i fenomeni di starburst hanno fine.
Gli starburst sono spesso associati allegalassie interagentio in via di fusione. L'esempio tipo di una galassia a starburst di interazione è laGalassia Sigaro(M82), che sperimentò una forte interazione con la vicina galassia maggioreGalassia di Bode(M81). Le galassie irregolari spesso mostrano i segni di attività starburst.
Alcune tra le galassie osservabili sono classificate comegalassie attive; in esse buona parte dell'energia totale, ossia la somma dell'energia delle radiazioni emesse dalle singole stelle, dalle polveri e dal mezzo interstellare, è emessa verso l'esterno lungo un doppiogettoche si diparte dal nucleo galattico.
Il modello standard sviluppato dagli astrofisici per spiegare il comportamento di una galassia attiva prevede un vastodisco di accrescimentoche si forma attorno a unbuco nero supermassiccionella parte centrale del nucleo galattico. La radiazione emessa da una galassia attiva è il risultato dell'energia potenziale gravitazionalerilasciata dallamateriamentre essa precipita all'interno del buco nero.In circa il 10% delle galassie attive è presente un doppio getto che si estende in direzioni diametralmente opposte dal nucleo a una velocità simile aquella della luce(getto relativistico). Il meccanismo con cui si originano tali getti non è ancora ben compreso.
Le galassie attive sono classificate tramite un modello standard basato sul quantitativo di energia prodotta e sull'angolo di visuale in cui esse si presentano.Le galassie attive che emettono radiazione ad alta energia in forma diraggi Xegammasono classificate comegalassie di Seyfertoquasar, a seconda della loro luminosità. Si ritiene invece che i cosiddettiblazarsiano galassie attive con un getto relativistico che punta in direzione della Terra (ossia noi osserviamo uno dei poli della galassia, da cui escono i getti), mentre unaradiogalassiaè una galassia attiva che emette energia anche alle frequenzeradioe i cui lobi di emissione radio sono solitamente ben evidenti.
Legate alle galassie attive sono forse leregioni nucleari a linee di emissione a bassa ionizzazione, la cui emissione è dominata da elementi debolmenteionizzati.Circa un terzo delle galassie vicine a noi avrebbero un nucleo a linee di emissione a bassa ionizzazione.
Gli studi sulla formazione e sull'evoluzione galattica cercano di fornire delle risposte in merito a come le galassie si siano formate e quale sia stato il loro percorso evolutivo durante la storia dell'Universo. Alcune teorie in merito sono ora pienamente accettate, ma in campoastrofisicoquesto fronte di studio resta ancora aperto.
I modelli cosmologici attuali sull'origine e sulle prime fasi dell'Universo si basano sulla teoria delBig Bang. Circa 300 000 anni dopo questo evento, la temperatura del cosmo si abbassò sino a consentire la formazione degli atomi diidrogenoedelio, in un evento chiamatoricombinazione. Quasi tutto l'idrogeno era neutro (ovvero non ionizzato) e assorbiva la luce, mentre non si era ancora formata nessuna stella; per tale motivo questa fase viene chiamata "età oscura dell'Universo". Fu dalle fluttuazioni di densità (o irregolaritàanisotropiche) di questa materia primordiale che iniziarono ad apparire le prime strutture a grande scala; come risultato, la materiabarionicainiziò a condensare con l'alone dimateria oscura.Queste strutture primordiali sarebbero poi diventate le galassie che oggi osserviamo.
Indizi sulle prime fasi della formazione galattica furono trovati nel 2006, quando si scoprì che la galassiaIOK-1possedeva un insolitamente altospostamento verso il rosso(redshift, in gergo astronomico), calcolato in 6,96, che corrisponde a un periodo risalente a 750 milioni di anni dopo il Big bang, che ne ha fatto la galassia più remota e antica conosciuta.Mentre alcuni scienziati hanno stabilito che altri oggetti, comeAbell 1835 IR1916, possedevano uno spostamento verso il rosso più elevato, a indicare che sono osservate in uno stadio antico dell'evoluzione dell'Universo,l'età e la composizione di IOK-1 è stata determinata con maggiore certezza; l'esistenza di queste antiche "protogalassie" suggerisce che esse debbano essersi evolute nella cosiddetta "Età Oscura", ossia l'età dell'Universo in cui gran parte dei fotoni interagiva con gli elettroni e i protoni in una sorta di fluido foto-barionico (plasma), "opaco" alla luce.
Il processo di formazione delle galassie è una delle tante questioni ancora aperte in campo astronomico. Le teorie esistenti sono raggruppate in due categorie:top-downebottom-up. Nelle prime (come nel modello ELS –Eggen–Lynden-Bell–Sandage), le protogalassie si formano a seguito di un vasto e simultaneo collasso gravitazionale durato circa un milione di anni;secondo le altre teorie (come nel modello SZ –Searle-Zinn) invece si formarono inizialmente solo gliammassi globularie in seguito alcuni di questi corpi iniziarono a crescere fino a formare le galassie più grandi.Le teorie moderne devono essere modificate per tenere conto della probabile presenza degli aloni dimateria oscura.
Dopo la formazione e la contrazione delle prime galassie, al loro interno iniziò ad apparire il primo alone di stelle (dette dipopolazione III); queste stelle erano composte da elementi leggeri comeidrogenoedelioin percentuali ancora più elevate rispetto alle stelle attuali, dato che gli elementi pesanti ancora non erano stati sintetizzati, e potrebbero avere avuto una massa notevole, superiore forse a 300 M☉.Se così fosse, queste stelle avrebbero rapidamente consumato la loro riserva di idrogeno per poi esplodere comesupernovae, rilasciando gli elementi più pesanti, prodotti tramite lafusione nucleare(nucleosintesi stellare) nelmezzo interstellare.Questa prima generazione di stelle ionizzò l'idrogeno neutro circostante, creando dellebolledivento stellarein espansione, che sospinge buona parte del gas ancora presente allontanandolo dalla stella.
Secondo il modello "top-down", circa un miliardo di anni dopo la formazione delle galassie comparvero le prime strutture tipo: gli ammassi globulari, l'eventualebuco nero supermassiccioe ilbulge(centro) galattico, composto da stelle dipopolazione II, povere inmetalli. La creazione del buco nero supermassiccio sembra giocare un ruolo fondamentale nell'afflusso di materia che andrà ad accrescere la galassia.Durante questo periodo, all'interno delle galassie si verificò un intenso e diffuso fenomeno di formazione stellare.
Durante i due miliardi di anni seguenti, la materia accumulata si dispose lungo ildisco galattico.Una galassia continuerà nel corso della sua esistenza a ricevere materia, principalmente idrogeno ed elio, proveniente dallenubi ad alta velocitàe dallegalassie nanecannibalizzate.Il ciclo della nascita e morte stellare fa lentamente aumentare l'abbondanza di elementi pesanti, che favoriscono laformazionedeipianeti.
L'evoluzione delle galassie può essere interessata da eventi come le interazioni e le collisioni, molto comuni durante le epoche più antiche; la gran parte delle galassie possedeva allora una morfologia peculiare.A causa della grande distanza che intercorre tra le stelle, la quasi totalità dei sistemi stellari nelle galassie in collisione ne risultano indenni. Tuttavia, le forze mareali e gravitazionali in gioco possono creare delle lunghe correnti di stelle e polveri all'esterno delle galassie interessate, correnti note come "code mareali"; esempi di queste strutture possono essere osservate inNGC 4676o nelleGalassie Antenne.Uno di questi eventi interesserà molto probabilmente le due galassie principali delGruppo Locale, laVia Latteae laGalassia di Andromeda, le quali si stanno avvicinando alla velocità di 130 km/s e, a seconda del loro movimento laterale, potrebberocollideretra circa cinque o sei miliardi di anni. Sebbene la Via Lattea non si sia mai scontrata con galassie grandi come la Galassia di Andromeda, ci sono comunque sempre più evidenze del fatto che la nostra Galassia si sia scontrata in passato (e tuttora stia interagendo) con galassie nane minori.
Interazioni su larga scala come queste sono piuttosto rare; con il passare del tempo le collisioni fra due galassie di pari dimensioni diventano sempre meno comuni, poiché la distanza tra le galassie tende generalmente ad aumentare. Molte delle galassie più luminose non hanno subito sostanziali cambiamenti negli ultimi miliardi di anni e anche il tasso di formazione stellare raggiunse il picco massimo cinque miliardi di anni fa.
Attualmente, gran parte dei fenomeni di formazione stellare avviene nelle galassie più piccole, nelle quali lenubi molecolaricontengono un quantitativo di idrogeno ancora piuttosto elevato.Le galassie spirali, come la Via Lattea, producono nuove generazioni di stelle solo se e dove possiedono dense nubi molecolari di idrogeno interstellare;le galassie ellittiche sono invece di fatto quasi del tutto prive di nubi di gas, ragion per cui il loro tasso di formazione stellare è estremamente basso, se non in certi casi assente.L'afflusso di materia che provoca la formazione stellare, soprattutto dalle galassie cannibalizzate, ha un limite: infatti, una volta che le stelle avranno convertito l'idrogeno disponibile in elementi più pesanti, i fenomeni di formazione di nuove stelle avranno termine.
Gli astrofisici sono propensi a ritenere che i fenomeni di formazione stellare dureranno ancora per circa cento miliardi di anni, dopo i quali l'"era delle stelle" inizierà a declinare, in un periodo compreso fra dieci e centobilionidi anni (1 bilione = mille miliardi, 10), quando le stelle più piccole e longeve dell'Universo, le debolinane rosse, termineranno il loro ciclo vitale. Alla fine dell'era delle stelle, le galassie saranno composte solo daoggetti compatti:nane brune,nane bianchetiepide o fredde ("nane nere")stelle di neutroniebuchi neri; è questa la cosiddetta "era degenere dell'Universo".Alla fine, come risultato della relazione gravitazionale, tutte le stelle potrebbero precipitare all'interno del buco nero supermassiccio centrale, oppure potrebbero essere scagliate nello spazio intergalattico in seguito a collisioni.
Le osservazioni dello spazio profondo mostrano che le galassie si trovano spesso in associazioni relativamente strette con altre galassie. Le galassie solitarie che non hanno avuto interazioni significative con altre galassie di massa simile negli ultimi miliardi di anni sono molto rare: solo il 5% delle galassie osservate mostra condizioni di vero isolamento. Tuttavia queste formazioni isolate potrebbero aver avuto interazioni ed eventualmente subìto delle fusioni con altre galassie nel passato, e potrebbero anche possedere delle galassie satelliti più piccole. Le galassie isolate, dette talvolta anchegalassie di campo,possono produrre stelle a un tasso più alto del normale, poiché il loro gas non è strappato via dalle interazioni con altre galassie vicine.
In scala maggiore, l'Universo, nel rispetto dellalegge di Hubble, è in continua espansione, e risulta dall'aumento della distanza tra le singole galassie. Le associazioni galattiche possono superare questa tendenza all'espansione solo in scala locale, attraverso la loro reciproca attrazione gravitazionale. Tali associazioni si formarono nei primi stadi dell'Universo, quando insiemi di materia oscura attrassero assieme le loro rispettive galassie; successivamente i gruppi più vicini si fusero, dando luogo ad ammassi di più grandi dimensioni. Questo processo di fusione tra gruppi di galassie riscaldò il gas intergalattico compreso all'interno dell'ammasso portandolo ad alte temperature, che raggiunsero in certi casi i 30-100 milioni di K.. Questo valore di temperatura non è da considerarsi in termini classici, ma è un valore ottenuto tenendo conto dell'energia cineticadelle particelle, che per altro sono estremamente rarefatte. Circa il 70-80% della massa di un ammasso è formata da materia oscura, di cui il 10-30% va a costituire questo gas ad alta temperatura; il restante 20-30% del totale forma le galassie.
La maggior parte delle galassie dell'Universo sono legate gravitazionalmente in strutture gerarchiche di ammassi, che ricalcano la forma di unfrattale, contenenti la gran parte della massabarionicadell'Universo.La tipologia più diffusa è l'associazione galattica, costituita da pochi membri. Perché l'associazione si mantenga stabile, ogni galassia membro deve avere una velocità sufficientemente bassa da evitare il proprio allontanamento (vediTeorema del viriale); se però l'energia cineticaè troppo bassa, il gruppo potrebbe evolvere in un gruppo con meno galassie, poiché alcune di esse tenderanno a fondersi l'un l'altra.
Le strutture maggiori, che contengono invece diverse migliaia di galassie concentrate in un'area di pochi megaparsec (1Mpc = un milione di parsec), sono chiamateammassi. Tali strutture sono spesso dominate da una singola galassia ellittica gigante, nota comegalassia di ammasso più luminosa, che con il tempo disgrega le sue galassie satelliti a causa della sua grandeforza di marea, acquistandone la massa.
Gli ammassi e le associazioni, spesso insieme ad alcune galassie singole, sono a loro volta raggruppati insuperammassi di galassie, che contengono decine di migliaia di galassie. Allivello dei superammassile galassie sono disposte all'interno di vaste superfici efilamenti, circondati da vaste aree vuote.Oltre questa scala, l'Universo appare essereisotropicoe omogeneo.
La Via Lattea è membro di un'associazione chiamataGruppo Locale, un gruppo relativamente piccolo di galassie che ha un diametro di circa un megaparsec.La Via Lattea e la Galassia di Andromeda sono le due galassie più luminose del gruppo, e ne regolano le dinamiche gravitazionali; gli altri membri del gruppo sono galassie nane, spessosatellitidelle due principali.Il Gruppo Locale è a sua volta parte di una struttura di formasferoidaleall'interno delSuperammasso della Vergine, una struttura molto vasta di gruppi di galassie che circonda l'Ammasso della Vergine.
Nel corso del Novecento, con lo sviluppo degli studi astronomici e a seguito della consapevolezza che l'Universoè in realtà popolato da miliardi di galassie,lafantascienzaha conosciuto una sorta di sviluppo parallelo; le nuove scoperte hanno stimolato la fantasia di scrittori e registi, che hanno creato diverse galassie immaginarie in cui ambientare numerose saghe, guerre galattiche e civiltà aliene.
La più conosciuta delle galassie immaginarie è laGalassiadiGuerre stellari. La Galassia di Guerre stellari avrebbe una forma grosso modo spirale, o al più una via intermedia tra la forma spirale e quella ellittica;è popolata da un gran numero di civiltà che parlano, oltre a una loro propria lingua, anche unidiomacomune (ilBasic Galattico). Alcune aree sono inesplorate o di difficile accesso, anche a causa di forti anomalie magnetiche, mentre i bracci esterni e di media distanza sono ben noti e popolati.
Nel filmStargate, una galassia posta in una zona remota dell'Universo, chiamataGalassia di Kalian, contiene un pianeta che può essere raggiunto tramite uno speciale apparecchio a forma di grande anello, noto comestargate; qui vive una civiltà umana simile a quellaegizia, che adora come divinità un essere alieno che si fa chiamareRa.
Nei varitelefilmche seguono, vengono scoperti tanti sistemi di coordinate diverse per lo stargate, che permettono di raggiungere mondi più o meno distanti dell'Universo.Nella serieStargate Atlantis, vengono scoperte delle coordinate speciali a 8 simboli (anziché i tradizionali 7) che consentono di raggiungere una lontana galassia posta in direzione dellacostellazione di Pegaso, dove si trova la città perduta diAtlantide, una grande città ultratecnologica abbandonata da una civiltà primordiale nota come "GliAntichi".In realtà, esistono delle differenze nella trama di fondo fra il film e le serie di telefilm: nel corso di questi ultimi infatti il pianeta di Ra viene "portato" nella nostra Galassia, mentre per accedere a galassie esterne alla nostra si specifica che occorre inserire nello stargate 8 simboli anziché 7.