Galassie: dinamiche ed attività insolite

Le stelle all’interno delle galassie sono in costante movimento; nelle galassie ellittiche, a causa del bilanciamento fra velocità e gravità, 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.

Rotazione

Nelle galassie a spirale, le dinamiche sono notevolmente più complesse. Il nucleo, di forma sferoidale, possiede un’elevata densità di materia, il che comporta che questo si comporti in modo simile ad un corpo rigido. Nei bracci di spirale (che costituiscono il disco galattico), invece, la componente di rotazione è preponderante, il che spiega la forma appiattita del disco. La velocità orbitale della 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, ad 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 nella 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 di instabilità gravitazionale, collassa facilmente dando luogo alla formazione di protostelle; di fatto, i bracci appaiono più luminosi del resto del disco perché contengono un gran numero di stelle giovani e brillanti.

La velocità di rotazione

Fuori dalle regioni del bulge o dal bordo esterno, la velocità di rotazione galattica è compresa fra 210 e 240 km/s. Pertanto, il periodo orbitale di 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 nel sistema solare, dove i pianeti, percorrendo orbite differenti nel rispetto delle leggi di Keplero, possiedono anche significative differenze nella velocità orbitale; quest’andamento delle orbite dei bracci di spirale costituisce uno degli indizi più evidenti dell’esistenza della materia oscura.

Senso di rotazione delle Galassie

Il senso di rotazione di una galassia a spirale può essere misurato studiando l’effetto Doppler riscontrato 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 in una galassia che si mostra perfettamente di faccia, in teoria le sue stelle giacciono alla stessa distanza da noi, in qualunque punto della loro orbita esse si trovino. In secondo luogo 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 della Galassia Occhio Nero (nota anche con la sigla del Catalogo di Messier M64). M64 è all’apparenza una normale galassia spirale, oscurata in più punti da fitte nebulose oscure; tuttavia, recenti analisi dettagliate hanno portato alla scoperta che i gas interstellari delle regioni esterne ruotano in direzione contraria rispetto ai gas e le stelle delle regioni interne.

Quando è iniziata la rotazione contraria?

Alcuni astronomi ritengono che la rotazione contraria abbia avuto inizio quando M64 assorbì una propria galassia satellite entrata in collisione con essa. Nelle regioni di contatto tra le opposte rotazioni, i gas collisero, si compressero contraendosi, dando vita a una zona di formazione stellare molto 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 come stelle iperveloci, ma i segni della collisione sarebbero visibili nel moto contrario dei gas nelle regioni esterne di M64.

Interazioni tra Galassie

Le distanze che intercorrono in media tra le galassie appartenenti ad uno stesso ammasso è lievemente maggiore dell’ordine di grandezza del diametro delle galassie di dimensioni più grandi; per questo motivo, le interazioni fra le galassie sono relativamente frequenti, e svolgono un ruolo determinante nella loro evoluzione. Gli scambi di materia tra le galassie sono piuttosto frequenti e sono causate dalle distorsioni dovute alle forze mareali, all’origine spesso anche di scambi di gas e polveri tra i due sistemi galattici.

Starburst

Le stelle si formano nelle galassie all’interno di riserve di gas a temperatura piuttosto bassa (appena un centinaio di kelvin), che vanno a costituire i complessi molecolari e le nubi molecolari giganti.

È stato osservato che alcune galassie possiedono un tasso di formazione stellare straordinariamente alto, fenomeno noto nell’ambiente scientifico come starburst (letteralmente, raffica di stelle).

Se tale frenetica attività continuasse la galassia consumerebbe la propria riserva di idrogeno in un tempo decisamente inferiore rispetto alla vita media delle altre galassie; dunque gli astrofisici sono 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.

Caratteristiche delle Starburst

Le galassie starburst sono caratterizzate da forti concentrazioni di gas e dalla presenza di stelle giovani e brillanti, incluse stelle supermassicce di classe O, che ionizzano le nubi creando le cosiddette regioni H II. Tali stelle evolvono in tempi molto veloci (al massimo alcuni milioni di anni) ed esplodono in supernovae; si creano così dei resti di supernova in 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 ad esaurirsi o a disperdersi i fenomeni di starburst hanno fine.

Gli starburst sono spesso associati alle galassie interagenti o in via di fusione. L’esempio tipo di una galassia a starburst di interazione è la Galassia Sigaro (M82), che sperimentò una forte interazione con la vicina galassia maggiore Galassia di Bode (M81). Le galassie irregolari spesso mostrano i segni di attività starburst.

Nuclei attivi delle Galassie

Alcune tra le galassie osservabili sono classificate come galassie attive; in esse buona parte dell’energia è emessa verso l’esterno lungo un doppio getto che si diparte dal nucleo galattico.

Il modello standard sviluppato dagli astrofisici per spiegare il comportamento di una galassia attiva prevede un vasto disco di accrescimento che si forma attorno ad un buco nero supermassiccio nella parte centrale del nucleo galattico. La radiazione emessa da una galassia attiva è il risultato dell’energia potenziale gravitazionale rilasciata dalla materia mentre 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 ad una velocità simile a quella 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 di raggi X e gamma sono classificate come galassie di Seyfert o quasar, a seconda della loro luminosità. Si ritiene invece che i cosiddetti blazar siano 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 una radiogalassia è una galassia attiva che emette energia anche alle frequenze radio e i cui lobi di emissione radio sono solitamente ben evidenti.

Legate alle galassie attive sono forse le regioni nucleari a linee di emissione a bassa ionizzazione, la cui emissione è dominata da elementi debolmente ionizzati. Circa un terzo delle galassie vicine a noi avrebbero un nucleo a linee di emissione a bassa ionizzazione.