Lezione N. 4 Le galassie
Pag. 2 -Come identificare in cielo la galassia di Andromeda, unica galassia visibile, (appena visibile) ad occhio nudo nell’emisfero boreale.
Pag. 3 - Le due nubi di Magellano riprese fotograficamente dal Cile. A differenza di Andromeda le due Nubi sono ben visibili ad occhio nudo.
Pag. 4 - L’astronomo persiano che descrisse sia Andromeda sia la grande Nube di Magellano (senza sapere che fossero galassie).
Pag. 5 - Andromeda è quell’agglomerato di puntini davanti alla bocca del Pesce (è proprio così che si vede ad occhio nudo).
Pag. 6 Vespucci nota sia le due Nubi sia il Sacco di Carbone (quello che lui chiama il Canopo scuro).
Pag. 7 - Una bella immagine che mostra le due Nubi, il disco della Via Lattea (la nostra galassia) in cui si trova il Sacco di Carbone (la nebulosa scura e tondeggiante) ed anche una cometa (non ha nulla a che vedere con le annotazioni di Vespucci ma mi sembrava valesse la pena averla).
Pag. 8 - Chi descriverà con dettaglio le due Nubi sarà Magellano, che sarà anche il primo navigatore a cimentarsi nell’ impresa di circumnavigare il globo. Purtroppo verrà ucciso in uno scontro con delle popolazioni indigene, nel luogo in cui la linea da continua diventa tratteggiata ad indicare che il viaggio di circumnavigazione non sarà portato a termine dal navigatore portoghese.
Fig. 9 - Nessuno sa ancora cosa siano le galassie. Quando alle osservazioni ad occhio nudo si sostituiscono quelle col cannocchiale o con piccoli telescopi ci si accorge che in cielo ci sono numerosi oggetti di aspetto diffuso . Messier ne osserva 110 e redige un catalogo. Lo scopo principale per cui lo fa è per essere di ausilio agli scopritori di comete che, consultando il catalogo, potevano rendersi conto se l’oggetto diffuso (cometa) che osservavano in cielo era già noto (quindi non era una cometa) oppure no (quindi poteva essere una cometa).
Fig. 10 - Il catalogo di Messier contiene i disegni delle Nebulose (la fotografia non è stata ancora inventata) e questo è il disegno di Andromeda (M 31). Come si può notare confrontando questo disegno con quello dell’ astronomo persiano (pag. 5) l’ utilizzo di un telescopio (anche se piccolo) permette di vedere molto meglio gli oggetti celesti.
Fig. 11 -Tutti gli oggetti di Messier (osservati con strumentazione più moderna, lui non li vedeva così bene). I numeri a fianco indicano le galassie presenti in ogni riga. Le galassie sono una minoranza degli oggetti nel catalogo perché sono più lontane
(esterne alla nostra galassia) e quindi meno luminose. Ogni volta che si incontra un oggetto astronomico il cui nome inizia con M (es. M 31 Andromeda, M 104 el Sombrero ecc) significa che si tratta di un oggetto particolarmente luminoso (altrimenti non sarebbe stato identificato da Messier).
Fig. 12 - Due oggetti di Messier . M 51 (detta anche the whirlpool ossia il vortice) e M 97 (detta the owl , il gufo). La prima è una coppia di galassie in interazione, la seconda è una nebulosa planetaria. A fianco i disegni di Lord Parson un astronomo irlandese al cui disegno di M 97 si deve il soprannome di the owl. Anche Rosse ha operato prima che fosse scoperta la fotografia e quindi utilizzava il disegno per poter conservare una
“traccia” di ciò che osservava.
Fig. 14 - Un disegno che rappresenta il telescopio con cui Lord Parson effettuava le osservazioni.
Fig. 15 - Due immagini fotografiche dl telescopio di cui sopra.
Fig. 16 - Il Castello di Lord Parson nel cui giardino si trova il telescopio (aperto ai visitatori).
Fig. 17 -L’astronomo inglese che per primo utilizzerà le lastre fotografiche per le osservazioni astronomiche.
Fig. 18 Il suo telescopio è molto più piccolo di quello di Lord Parson, ma la lastra ha il vantaggio di poter raccogliere la luce, ciò significa che può “integrare” il segnale per un tempo lungo e quindi avere molta più informazione. (Oltre ad avere il modo di conservare l’immagine, sulla lastra, e poter quindi analizzarla in modo più oggettivo).
Fig. 19 -L’ immagine fotografica di Andromeda ottenuta da Roberts. Le stelle che si vedono appartengono alla nostra galassia le due piccole galassie (M 32 molto vicina a destra e NGC 205 più lontana in alto a sinistra) invece sono compagne (“satelliti”) di Andromeda
Fig 20 - L’ipotesi di Roberts non è folle. Questa immagine mostra il modello per la formazione di un sistema planetario. In assenza di informazione sulla distanza di Andromeda Roberts ipotizzò che potesse trattarsi di una nebulosa da cui potesse avere origine un sistema planetario.
Fig. 21 -Se in una nebulosa c’e’ un oggetto di cui conosciamo la luminosità allora possiamo determinarne la distanza (relazione m. M, d , Lezione 3 pag. 10). Quando in Andromeda esplode una supernova, si crede che sia una nova e si sbaglia la misura della distanza (la nova è molto meno luminosa della supernova). La nova è una stella che mostra delle variazioni di luce ricorrenti. Il modello interpretativo la colloca in un sistema binario (due stelle molto vicine fra loro) costituito da una nana bianca (quella che diverrà la nova) e una stella gigante rossa (stella verso la fine della sua vita è dotata di un inviluppo gassoso molto esteso che tende a disperdere nello spazio). Il gas
che viene espulso dalla gigante cade verso la nova riscaldandosi (per attrito) si accumula sulla superficie della nana continuando a scaldare fino al punto di innescare una reazione di fusione nucleare che provoca il fenomeno di nova (la stella diventa molto luminosa, poi esaurito il combustibile torna a spegnersi). L’immagine a destra mostra una nova che è oggetto di intensi studi. Era una nova ricorrente con un periodo di 20 anni ma da più di 40 anni non ha mostrato alcuna attività. Si sospetta che la massa della nana sia prossima al limite di Chandrasekhar (M = 1.4 𝑀𝑂 ) e che il suo destino sia quello di esplodere come supernova. (La distanza da noi è comunque sufficiente a farci dormire sogni tranquilli ! ),
Pag. 22 - Un semplice calcolo che ha lo scopo di mostrare di quanto si sbaglia nel calcolo delle distanze se si prende per nova quella che invece è una supernova. Il diametro di una galassia media (come la nostra) è di 100 000 a.l. quindi una distanza che risulti inferiore a questo valore permette di asserire che l’oggetto sia all’interno della nostra galassia.
Pag. 23 - Auto esplicativa.
Pag. 24 - Questa astronoma venne assunta per identificare stelle variabili nelle Nubi di Magellano. Doveva esaminare ad occhio decine di lastre fotografiche ed individuare le stelle che mostrassero delle variazioni di luce.
Pag. 25 - A destra un’immagine della Grande Nube di Magellano, a sinistra una delle tante lastre esaminate dalla Leavitt.
Pag. 26 - Come sopra ma la galassia questa volta è la Piccola Nube. L’ammasso globulare che si vede a destra della nube è 47 Tucanae ben visibile anche ad occhio nudo (nell’emisfero meridionale) ed appartenente alla nostra galassia.
Pag. 27 - Le curve di luce di alcune stelle variabili. In ascissa il tempo (in giorni) in ordinata la magnitudine apparente. Come si vede le curve sono molto regolari e i periodi possono essere differenti.
Pag 28 - Queste stelle variabili si chiamano Cefeidi poiché la prima di esse venne scoperta da un astronomo olandese nella costellazione del Cefeo . La variabile in questione è delta Cephei di cui si mostrano la curva di luce ed i valori del periodo e della variazione in magnitudine.
Pag. 29 - Le caratteristiche principali delle Cefeidi.
Pag 30 - La posizione delle stelle variabili nel diagramma HR. Cefeidi, RR Lyrae e W Vir (stelle variabili appartenenti a diverse categorie aventi caratteristiche fra loro diverse) si trovano tutte all’interno di una regione ben determinata cui è stato dato il nome di striscia di instabilità.
Pag. 31 - Tracce evolutive di stelle aventi masse fra le 3 e le 9 𝑀𝑂 e composizione chimica (z) lievemente diversa. Con z in astronomia si indicano tutti gli elementi
chimici più pesanti dell’ He. Le stelle partono dalla sequenza principale e si muovono secondo le tracce indicate. I puntini rappresentano la posizione delle stelle variabili.
La striscia di instabilità corrisponde ad una situazione in cui le stelle possiedono uno spesso strato di He ionizzato due volte che non permette alla radiazione di fuoriuscire.
Lo strato si scalda e di conseguenza si espande, espandendosi raffredda e uno dei due elettroni si ricombina permettendo così alla radiazione di uscire meglio. In questo modo lo strato si raffredda ancora di più e la gravitazione ha il sopravvento sull’espansione facendo riprendere la contrazione. Questo riscaldamento ed espansione seguito da un raffreddamento e contrazione che si ripete in modo ciclico origina le variazioni regolari di luce osservate nelle Cefeidi e nelle altre stelle variabili della striscia di instabilità.
Pag, 32 - Un’animazione che mostra la pulsazione di una Cefeide. A fianco i valori caratteristici ed anche le variazioni di raggio e temperatura superficiale.
Pag. 33 - Osservando tutte le stelle variabili la Leavitt notò una correlazione fra il periodo della variazione e la luminosità (media) della variabile. O, se si vuole, fra logaritmo del periodo e logaritmo della luminosità (ossia la magnitudine assoluta). I punti rappresentano le cefeidi la retta il “fit” ai dati. Aveva scoperto che le Cefeidi potevano essere delle candele campioni. Misurato il periodo se ne poteva determinare la magnitudine assoluta. Misurata la magnitudine apparente, nota la magnitudine assoluta la distanza poteva essere determinata (la solita relazione della Lezione 3, pag 10.
Pagg. 34-35-36 - L’astronomo Edwin Hubble riesce così a determinare la distanza fra noi ed Andromeda.
Pag. 37 - Alcune delle galassie osservate da Hubble. Si noti che sono tutti oggetti di Messier (luminosi). Queste immagini (ottenute con piccoli telescopi) mostrano le galassie con lo stesso dettaglio con cui le osservava Hubble . Nonostante non siano particolarmente spettacolari mostrano le differenza di forma fra le galassie. Fra parentesi è indicata la distanza di queste galassie (in milioni di anni luce).
Pag 38 -La classificazione morfologica di Hubble. Le S0 sarebbero galassie con un disco (come le spirali) ma senza il disegno a spirale, Hubble non le aveva viste ma era convinto della loro esistenza e nei 10 anni successivi si dedicò alla loro ricerca.
Pag. 39 - Le scoprì anche se non le vedeva così bene come noi in queste due immagini.
Pag. 40 - Scoprì anche le SB0 , galassie S0 ma con una barra centrale.
Pag. 41 E scoprì anche le galassie Irregolari.
Pag. 42 - La classificazione di Hubble modificata.
Pag 43 -Qualche anno prima Hubble aveva scoperto che la velocità di allontanamento delle galassie (che misurava attraverso lo spostamento delle righe di assorbimento
spettrali, come si vede nell’animazione, interpretato come dovuto ad effetto Doppler) era proporzionale alla loro distanza.
Pag. 44 - Un diagramma che mostra la legge di Hubble, la pendenza della retta è 𝐻0 (la costante di Hubble) il cui valore è stimato in 70 km/s/ Mpc. Grazie alla legge di Hubble è possibile determinare la distanza degli oggetti sulla base della loro velocità di allontanamento misurata nello spettro.
Pag 45 - Nota la natura extragalattica delle galassie si comincia ad indagare la loro distribuzione e ci si accorge che non è uniforme. Poche sono le galassie isolate, le galassie tendono ad aggregarsi per effetto della gravità. La nostra galassia (al centro nell’immagine) è parte di un gruppo che contiene alcune decine di galassie. In prossimità della nostra galassia troviamo le due Nubi di Magellano ed altre galassie abbastanza piccole.
Pag. 46 - Anche Andromeda fa parte del nostro gruppo (detto il Gruppo Locale) ed è un poco più luminosa della nostra galassia. Il Gruppo Locale si estende su alcuni milioni di anni luce.
Pag. 47 - Allontanandoci dal gruppo locale continuiamo ad osservare come le galassie si addensino in gruppi ed ammassi (gli ammassi sono gruppi molto più densi).
L’ammasso di galassie più vicino a noi è quello della Vergine.
Pag. 48 - Le galassie al centro dell’ammasso della Vergine (sono tutti oggetti di Messier) osservate a risoluzione bassa e più alta (animazione).
Pag. 49 - Allontanandoci ancora continuiamo ad osservare una distribuzione di galassie che non è uniforme ma si addensa in alcune zone. Gli ammassi sono parte di strutture ancora più grandi di forma filamentosa che sono dette superammassi (superclusters). Le frecce puntano sugli ammassi di Coma e di Ercole le cui regioni centrali saranno mostrate nelle pagine seguenti.
Pag. 50 - Il centro di Coma caratterizzato dalla presenza di due galassie ellittiche giganti. Le galassie ellittiche giganti (spesso radiosorgenti Lezione 2, pag. 41) si trovano nelle zone centrali degli ammassi densi e sono circondate da un enorme numero di galassie più piccole satelliti, destinate col tempo ad essere “cannibalizzate”
Pag. 51 - Le due ellittiche di Coma viste con maggior dettaglio.
Pag. 52 - L’ammasso di Ercole. Gli ammassi non sono tutti uguali, l’ammasso di Ercole è caratterizzato da un’ elevato numero di galassie a spirali ed interagenti
Pag 53 - Un ammasso di galassie molto lontano. Gli ammassi si possono identificare anche a grande distanza da noi e consentono di studiare l’universo lontano (e quindi anche più giovane). Non solo, grazie agli ammassi si possono vedere anche galassie ancora più lontane: tutti gli archetti che si vedono in questa immagine sono immagini
deformate (per effetto di lente gravitazionale cfr Lezione 5 pagg. 22-23) di galassie che si trovano “dietro” all’ammasso (ovvero ancora più lontano).
Pag 54 - Non solo ottico. Osservare in bande diverse da quella ottica permette di ottenere informazioni complementari. M 101 nell’ UltraVioletto (Galex è il nome di un satellite) nel visibile (SDSS sta per Sloan Digital Sky Survey) e nell’ InfraRosso (2- mass sta per 2 micron all sky survey) . Nell’ UV si vedono meglio le regioni di formazione stellare gas scaldato dalle stelle che si formano (emissione di corpo nero piccata sul UV) , nel visibile le stelle simili al sole (media sequenza, emissione di corpo nero piccata in questa banda) e nell’IR le stelle più fredde (tipo M) .
Pag. 55 - M104 (el sombrero) in ottico a bassa (dss) e alta (HST) risoluzione e nell’IR (2-mass e spitzer). Con l’IR si riesce a vedere la banda di polvere invisibile nell’ottico.
I grani di polvere concentrati nel disco di questa galassia assorbono la luce visibile e la riemettono nell’ IR.
Pag. 56 - Chi si fosse appassionato alle galassie e alla loro classificazione morfologica può aderire ad un progetto volto ad esaminare e classificare qualche milione di galassie. E’ divertente e si possono anche incontrare oggetti strani ed interessanti come “l’omino verde” di questa immagine scoperto da un’insegnante olandese e sulla cui natura gli astronomi stanno indagando da qualche anno.
