Astronomia

PARTE III: LA GALASSIA E LE GALASSIE

1. LA GALASSIA

Generalità.

Galassia, ossia “via del latte”, fu chiamata dai Greco quella fascia biancastra che

attraversa quasi tutto il cielo. Vista

proiettata su un globo celeste, si presenta

come una larga fascia che lo cinge tutto; i

due poli di questo cerchio si trovano a 90°

nord e 90° a sud del piano galattico, nella

costellazione della Chioma di Berenice

quello nord e dello Scultore quello sud. La Via Lattea fu osservata per la prima

volta col cannocchiale da Galileo nel 1610:

è solo da allora che ci si è resi conto del

fatto che la sua apparenza biancastra è

dovuta in realtà all’enorme numero di

stelle presenti.

Vista dall’esterno essa ci apparirebbe come un ellissoide molto schiacciato, nel cui

piano equatoriale si addensa, oltre alla grande maggioranza delle stelle, anche

materia oscura, polveri e gas.

Secondo la terminologia attuale, per Via Lattea si intende esattamente il profilo del

nostro sistema stellare, mentre per Galassia l’insieme di tutto il sistema stellare di cui

facciamo parte.

Struttura geometrica della Galassia.

Le ricerche di Hershel

-

Per la prima volta il censimento della Galassia è stato tentato da W. Hershel: egli

scelse determinate aree campione ripartite qua e là per tutto il cielo, contando e

suddividendo per grandezze tutte le stelle accessibili al suo telescopio. John Hershel,

suo figlio, proseguì questa ricerca, estendendola al cielo australe. Misero in evidenza

che la gran maggioranza delle stelle sono concentrate in vicinanza del piano galattico.

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Il loro procedimento consisteva nel confrontare il numero di stelle id una certa

grandezza contenuto entro un grado quadrato di cielo preso ad alte latitudini

galattiche (cioè lontano dalla Via Lattea), con un grado quadrato preso a basse

latitudini. I risultati furono puramente qualitativi: essi infatti non avevano alcuna

misura delle distanze stellari, la sola ipotesi originaria era che le stelle più deboli

fossero anche le più lontane. In base a tale ipotesi, W. Hershel potè calcolare che lo

spessore del sistema è circa 1/5 del diametro del piano galattico. I risultati del

censimento di Hershel furono dunque:

1) L’esistenza di una concentrazione galattica; quindi la densità stellare aumenta

col diminuire della latitudine;

2) La mancanza di una qualche concentrazione in longitudine.

Tutto portava dunque a credere che il sole si trovasse circa al centro della Galassia,

cosicchè, guardando in qualsiasi direzione lungo l’equatore, la densità stellare

rimaneva quasi costante.

Le ricerche di J. Kapteyn

-

Al tempo degli Hershel si ignorava quasi completamente quali fossero le grandezze

assolute delle stelle, si poteva solo presumere che quanto più una stella fosse debole,

tanto più doveva essere lontana. Anche le ricerche d Kapteyn arrivarono alla

medesima conclusione di Hershel: la densità stellare decresce regolarmente in tutte le

direzioni, via via che ci si allontana dal sole, il quale perciò dovrebbe trovarsi al centro

della Galassia, in una zona di massima concentrazione stellare. Oggi però sappiamo

che in realtà il sole si trova in una zona periferica. Conoscendo le parallassi

trigonometriche e la scoperta della grandezza assoluta, egli però usò come “scandagli”

le stelle delle classi O, B, A, che sono fra le più luminose e quindi visibili anche a

grandi distanze.

Recenti vedute della Galassia.

-

Oggi si è arrivati alla conclusione che la Galassia abbia la forma di un ellissoide molto

appiattito; le sue dimensioni nel piano galattico si estendono per circa 80000 anni luce,

mentre in direzione perpendicolare ad esso il nucleo centrale raggiunge circa i 16000

anni luce e nelle parti periferiche, dove si trova il sole, il suo spessore non supera i

4000 anni luce. La distanza del sole dal centro galattico è stimata di circa 27000 anni

luce. Le prime ricerche statistiche di Hershel e Kapteyn possono essere spiegate per il

fatto che la presenza del gas interstellare, particolarmente abbondante in direzione del

centro galattico, diffonde ed indebolisce la luce delle stelle: si ha una diminuzione del

numero apparente di stelle, circa uguale in tutte le direzioni.

Le ricerche di H. Shapley

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L’astronomo americano H. Shapley intraprese, nel periodo 1916-1919, delle ricerche

sugli ammassi globulari. Essi sono agglomerati di decine di migliaia di stelle le quali,

avvicinandosi al centro dell’ammasso, si addensano sempre di più. Se si studia la

distribuzione spaziale di questi

ammassi, si vede che se ne trovano

tanti a sud quanto a nord del piano

galattico: l’equatore galattico è un

piano di simmetria per il sistema

degli ammassi globulari. La

grande maggioranza di essi è

visibile tuttavia in direzione della

costellazione del Sagittario: ve se

ne trovano ben 1/3 nella sua area,

che abbraccia solo il 2% di tutto il

cielo.

Poiché gli ammassi globulari

costituiscono un sistema avente per piano di simmetria quello galattico e poiché sono

costituiti al massimo da 1

milione di stelle, contro un

centinaio di miliardi della

Galassia, essi devono essere

soggetti alla sua attrazione

gravitazionale e ruotare

dunque attorno al centro

galattico. Shapley arrivò alla

conclusione che, se sono

concentrati in grandissima

maggioranza in direzione del

Sagittario, questo significa che

in esso deve trovarsi il centro

galattico.

Molti altri oggetti lontani si

addensano specialmente in direzione del sagittario: nebulose planetarie, novae,

nebulose diffuse luminose e oscure, e le variabili RR Lyrae. Queste ultime hanno

costituito uno dei più efficaci mezzi di misura delle distanze stellari. Il loro splendore

assoluto è circa 100 volte maggiore di quello del sole, ma le loro grandezze apparenti

sono assai deboli, il che indica che esse si trovano quasi sempre a grandi distanze da

noi. Sono molto numerose negli ammassi globulari, e per questo sono servite a Shapley

per determinare la distanza di tali ammassi, essendo nota la loro grandezza assoluta.

Grazie ad esse si è potuto stabilire che gli ammassi globulari si trovano ripartiti entro

una sfera concentrica alla Galassia, col diametro di 150000 anni luce. 64

Se invece di osservare in direzione del piano galattico si esplorano zone vicine ai poli,

dove la materia interstellare è scarsa e così anche l’assorbimento è trascurabile, si

vedono più galassie esterne; tuttavia il risultato che si trova suddividendo le galassie

per grandezza apparente, come si fa per le stelle, è ben diverso: infatti non si nota una

diminuzione del loro numero per unità di volume con la distanza. Questo significa che

i nostri mezzi non sono ancora in grado di raggiungere i confini - ammesso che

esistano - dell’universo che contiene le galassie esterne.

Moti galattici.

La forma delle galassie esterne, specialmente quelle a spirale, suggerisce che esse

siano in rotazione intorno ad un asse perpendicolare al loro piano equatoriale. Le

osservazioni hanno potuto accertare, per mezzo dell’effetto Doppler, che tali previsioni

siano corrette. Anche prima di avere questa certezza per le galassie esterne, si era

supposto che la nostra stessa fosse in rotazione: similmente a come accade nel sistema

solare, in cui i pianeti più vicini al sole ruotano con velocità lineare (e quindi angolare)

maggiore rispetto ai più lontani, così anche nella Galassia, essendo un sistema in cui

la massa è concentrata per di più nel centro, i suoi componenti devono essere tenuti e

mantenuti in una configurazione di equilibrio dalla forza centrifuga. Tuttavia a

differenza del sistema solare, in cui la massa di tutti i pianeti è circa 1/1000 di quella

solare, nel caso della Galassia non c’è una concentrazione così enorme di massa nel

solo nucleo centrale: la legge del moto dei suoi componenti risulta ti gran lunga più

complessa. In ogni caso si può prevedere che, se la legge con cui ruota la galassia è

simile a quella con cui ruotano i pianeti del sistema solare, le stelle vicine al sole non

dovrebbero muoversi a caso, ma avere tutte più o meno la stessa direzione e velocità.

Moto del sole.

Le prime ricerche furono rivolte a conoscere come il sole si muovesse nella Galassia.

Esse avevano mostrato

che, prendendo come

riferimento l’insieme delle

stelle vicine, ammettendo

che i loro moti fossero

distribuiti a caso e quindi

in media il sistema fosse in

quiete, il sole appare

muoversi a 20 km/s in

direzione di un punto della

sfera celeste vicino a Vega,

nella costellazione della

Lira. 65

Ma se come sistema si prendeva, per esempio, l’insieme degli ammassi globulari, ecco

che la velocità del sole

risultava del tutto

differente, e cioè di 200

km/s, mentre lo

spostamento era in

direzione poco diversa,

verso la stella Deneb del

Cigno.

Questa discordanza di

risultati dà la conferma

che in realtà i due

sistemi di riferimento,

stelle vicine ed ammassi globulari, non sono sistemi in quiete, ma hanno dei moti

d’insieme loro propri, ben diversi da un sistema all’altro.

Costituzione fisica della Galassia.

La massa totale è quasi totalmente concentrata in stelle; le recenti misure

radioastronomiche, eseguite con la riga di 21 cm dell’idrogeno, hanno mostrato che la

materia interstellare costituisce solo il 2%: nelle vicinanze del sole, tuttavia, le

percentuali sono molto diverse e quasi 1/3 è rappresentato da materia interstellare.

Questa si manifesta sotto forma di nebulose diffuse luminose, quando vi si trovino

immerse stelle abbastanza splendenti da eccitarne gli atomi o tali da provocare la

riflessione della loro luce, oppure sotto forma di nubi oscure, che furono chiamate

anche “secchi di carbone”, quando non vi sono immerse stelle eccitatrici. La materia

interstellare si rivela con un duplice assorbimento: uno continuo e maggiore alle brevi

lunghezze d’onda, attribuito a minuscole particelle solide che sono perciò responsabili

dell’osservato arrossamento delle stelle più lontane e vicine al piano galattico, e uno

discontinuo, dovuto agli atomi liberi nello spazio, che danno luogo a righe interstellari,

che si riconoscono in quanto non hanno la stessa velocità radiale propria delle altre

righe, ed inoltre hanno intensità che aumenta all’aumentare della distanza della stella

da noi.

La composizione chimica del gas interstellare è circa la stessa di quella della materia

stellare; le particelle ne rappresentano sol