LE GALASSIE - I cataloghi, La classificazione di Hubble

Altri importanti cataloghi di galassie sono:

l'Atlas of Peculiar Galaxies di Halton Arp, che racchiude galassie inusuali e peculiari, galassie interagenti e grandi gruppi;

il DDO (del David Dunlop Observatory);

il PGC (Principal Galaxies Catalogue);

l'UGC (Uppsala General Catalogue of Galaxies);

i Cataloghi di Zwicky da 1Z a 7Z;

il Catalogo di Abell (sugli ammassi di galassie).

Gli oggetti non inclusi nei cataloghi si usa indicarli con l'acronimo del nome della ricerca associata, seguito dal valore dell'ascensione retta e della declinazione.

La classificazione di Hubble

Nei moderni testi di astronomia è tuttora in uso la classificazione delle galassie proposta da Edwin Powell Hubble ed estesa successivamente dagli astronomi Gerard de Vaucouleurs e Sidney Van den Bergh. Nel 1925 Hubble ordinò le galassie secondo una sequenza basata sulla loro forma osservata. Egli inizialmente distinse tre classi principali: le ellittiche, le spirali (normali e barrate) e le irregolari; nel 1936, inserì poi una classe di transizione tra le ellittiche e le spirali, denominata S0.

Il cambiamento graduale di forma che si osserva nel passaggio dalle ellittiche alle spirali suggerì che la sequenza morfologica rappresentasse anche una sequenza evolutiva, cioè che le galassie nascessero ellittiche e concludessero il loro ciclo evolutivo disgregandosi in irregolari.

Tuttavia le moderne teorie evolutive, supportate da osservazioni sempre più sofisticate, hanno escluso decisamente tale ipotesi. Gli aspetti delle galassie dipendono dal loro passato gravitazionale e da numerosi altri fattori che s'iniziano solo ora a conoscere.

Le galassie ellittiche

Le galassie ellittiche hanno la forma di un ovale di luce diffusa che sfuma gradualmente nello spazio; esse sono denotate dalla lettera E e da un numero, compreso tra 0 e 7, che ne indica l'ellitticità (le E0 sono circolari, le E7 hanno una forma schiacciata).

Dato che non conosciamo l'inclinazione dell'asse di rotazione delle galassie rispetto alla linea di vista, l'ellitticità osservata è solo apparente: una galassia E0 potrebbe essere un'ellittica molto schiacciata, osservata nella direzione del polo.

Questo tipo di galassie non possiede bracci a spirale o altre particolari configurazioni; esse sono piuttosto simili a enormi e affollati aloni galattici con un lento periodo di rotazione.

Le masse spaziano in un intervallo di valori enorme: dal milione di masse solari delle ellittiche nane si arriva ai 1000 miliardi di masse solari delle ellittiche giganti (le galassie più grandi osservate sinora).

La popolazione stellare è vecchia (Popolazione II) e le orbite stellari sono fortemente eccentriche. Le stelle più brillanti sono giganti rosse, le quali caratterizzano il colore dell'intera galassia. Il gas è praticamente assente, così come il processo di formazione stellare.

Le galassie S0 o lenticolari

Le galassie S0 hanno una distribuzione di luminosità simile a quella delle spirali, un rigonfiamento centrale (bulge o bulbo) luminoso e poco schiacciato, un disco più tenue e un debole alone diffuso ma non presentano traccia di struttura a spirale. Viste di taglio possono somigliare a lenti biconvesse, per questo sono denominate anche galassie lenticolari.

Nel 40% dei casi è presente una barra di stelle che taglia a metà la galassia, per cui si hanno le barrate (SB0) e le non-barrate (S0). Se all'estremità della barra è presente un anello di stelle, si ha la varietà SB(r)0.

Secondo Hubble e de Vaucouleurs le S0 costituiscono un tipo di galassia intermedia tra le ellittiche e le spirali, ma Van den Bergh le considera una sequenza parallela alle spirali e le suddivide in vari tipi, secondo l'importanza del bulge.

Le galassie spirali

Le spirali sono galassie simili alla Via Lattea e alla galassia di Andromeda. Esse sono formate da una componente sferoidale di stelle vecchie (Popolazione II) e da un disco ben delineato, popolato da stelle giovani (Popolazione I) e materia interstellare, in cui sono evidenti i bracci a spirale.

La classe delle spirali viene suddivisa nella famiglia delle spirali normali (S), in cui i bracci si staccano direttamente dal bulge, e in quella delle spirali barrate (SB), in cui i bracci si staccano dalla barra di stelle che attraversa la galassia. Queste ultime rappresentano circa un terzo delle spirali.

In ognuna delle famiglie di spirali si distinguono tre tipi, denominati a, b e c, secondo l'importanza dei bracci a spirale rispetto al bulge. Passando dal tipo a al c i bracci si aprono sempre più e le spire diventano sempre più evidenti, mentre il bulge si riduce sempre più.

Gerard de Vaucouleurs ha introdotto nella classificazione vari tipi intermedi (come Sab) e ha esteso la sequenza individuando i tipi Sd (bulge piccolissimo), Sdm e Sm, quali gradi di transizione tra le spirali aperte (Sc) e le galassie irregolari.

Le Sm (m indica Magellanica) rappresentano il caso estremo di spirali, con bulbi quasi inesistenti e bracci a spirale irregolari. Il capostipite di questo tipo è rappresentato dalle Nubi di Magellano, galassie classificate irregolari da Hubble e ancora definite così da numerosi astronomi, benché studi fotometrici accurati abbiano messo in evidenza una traccia di braccio a spirale appena delineato.

Le galassie irregolari

L'ultima classe di galassie definita da Hubble è quella delle irregolari (Irr). Queste galassie hanno una massa minore di 1 centesimo di quella della Via Lattea, non possiedono una struttura ben definita e spesso sono satelliti di galassie più grandi.

Le irregolari sono generalmente ricche di materia interstellare e di stelle giovani O e B (Popolazione I), in una percentuale pari o maggiore delle spirali di tipo Sd e Sm, sebbene si conosca qualche esemplare composto da sole stelle rosse.

Le galassie irregolari si suddividono in due famiglie: le irregolari I, denominate anche irregolari magellaniche (hanno come prototipo le Nubi di Magellano), somigliano a spirali distorte e sono facilmente risolvibili in stelle; le irregolari II (come M82) oltre alla forma irregolare esibiscono un aspetto filamentoso o distintamente "esplosivo" e non sono facilmente risolvibili in stelle.

Le galassie attive

Nella moderna astronomia, oltre che dei quattro tipi di Hubble, si parla anche di galassie attive. Esse non sono oggetti relativamente tranquilli come le galassie normali, ma galassie che presentano una violenta attività energetica nelle zone centrali, di solito nel nucleo. Da qui segue il termine AGN, acronimo del termine Active Galactic Nuclei (Nuclei Galattici Attivi).

A seconda dell'attività manifestata, gli AGN vengono suddivisi in vari tipi, i quali però presentano una certa sovrapposizione a causa dei diversi criteri di classificazione usati.

I tipi più importanti di AGN sono costituiti dalle radiogalassie, dalle galassie di Markarian, dalle galassie di Seyfert, dai BL Lac e dai quasar.

Le radiogalassie

Le radiogalassie hanno l'aspetto di normali galassie ellittiche giganti, ma i radiotelescopi hanno dimostrato che esse emettono una considerevole quantità di energia, sotto forma di onde radio, da mille a un milione di volte maggiore di quella emessa dalla Via Lattea.  Di solito si osservano due lobi radioemittenti che partono dal nucleo e si estendono nello spazio per milioni di anni luce. I lobi sono alimentati da getti di elettroni emessi dal nucleo attivo.

Le galassie di Markarian

Negli anni Settanta, l'astronomo armeno B. E. Markarian notò che in alcune galassie i nuclei erano più brillanti e presentavano un'emissione più blu delle galassie normali. Ciò è indice di una notevole attività al loro interno. Le galassie di Markarian vengono suddivise nelle galassie di aspetto stellare (s) che appaiono come nuclei molto densi, e nelle galassie diffuse (d) che appaiono come agglomerati di gas e stelle giganti blu giovani.

Le galassie di Seyfert

Nel 1943, l'astronomo statunitense Carl Seyfert pubblicò un elenco composto da dodici  galassie particolari, denominate in seguito galassie di Seyfert. Da allora l'elenco si è ampliato sino a includere circa duecento oggetti.

Le galassie di Seyfert sono spirali simili per forma e dimensione alla Via Lattea, ma hanno il nucleo talmente luminoso da emettere da solo sino al 40% della luce visibile della galassia. L'esame delle righe spettrali rivela che le nubi di gas poste nelle regioni centrali si muovono vorticosamente a velocità di centinaia o migliaia di chilometri al secondo.

La radiazione infrarossa emessa è migliaia di volte maggiore di quella di una galassia ordinaria e può raddoppiare in un anno o addirittura in un solo mese. Si pensa che l'energia emessa sia prodotta dal disco di accrescimento di un buco nero centrale di grande massa.

A volte i nuclei delle galassie di Seyfert sono sede di emissione radio, ma la potenza irradiata è decisamente inferiore a quella delle grandi radiogalassie.

I BL Lac

I BL Lac sono sorgenti compatte e molto luminose, situate al centro di alcune galassie. Il capostipite di questa classe di oggetti, BL Lac (Lac è l'abbreviazione di Lacertae, la costellazione della Lucertola), fu identificato nel 1929  e classificato come una stella variabile. Nel 1968 si scoprì che la radiosorgente VRO 42.22.01 coincideva con BL Lac e che quindi essa non era una semplice stella. Da allora si sono scoperti un centinaio di oggetti BL Lac, posti per lo più al centro di galassie ellittiche e probabilmente associati a un buco nero di massa notevole. La luminosità dei BL Lac può aumentare di un fattore 100 in poche settimane, per poi tornare alla normalità.

I quasar

I quasar sono oggetti apparentemente simili a stelle e con un'elevata luminosità intrinseca, pari a cento o più volte quello delle più grandi galassie. Il  termine quasar ebbe origine nel 1963 dalla contrazione di "QUAsi Stellar Astronomical Radiosource" (radiosorgente astronomica quasi stellare), allorquando si scoprì che alcuni oggetti celesti emettevano a lunghezze d'onda radio. Da quando si è scoperto che solo una piccola parte dei quasar emette nel dominio radio (circa 1 su 200)  gli specialisti preferiscono parlare di QSO (Quasi Stellar Object, cioè oggetto quasi stellare), suddivisi in quasar e QSO non radioemittenti, oppure intendono il termine quasar come contrazione di quasi-stellar.

La luminosità dei quasar può variare notevolmente in un arco di tempo inferiore all'anno. Questa variabilità ha indotto a ritenere che l'energia eccezionalmente alta emessa dai quasar, provenga da una regione molto piccola all'interno del nucleo.

BL Lac e quasar rapidamente e violentemente variabili formano il gruppo delle blazar.

Attualmente si stima che ci sia un quasar ogni 100 000 galassie. Osservando in profondità nello spazio (e quindi indietro nel tempo) a distanze superiori a 10 miliardi di anni luce si trova un quasar ogni 100 galassie.

Il Modello Unificato degli AGN

Gli studi sugli AGN hanno permesso di scoprire una somiglianza qualitativa tra le varie galassie con nuclei attivi, il che induce a pensare che il "motore" che produce energia all'interno del nucleo sia dello stesso tipo per tutti, anche se con una potenza diversa.

Oggi si pensa che la sorgente di energia provenga dal disco di accrescimento attorno a un buco nero di massa tipica di un nucleo galattico (dai 100 milioni a 1 miliardo di masse solari).

Studi effettuati su numerose galassie di Seyfert e quasar hanno evidenziato spettri praticamente identici tra le due classi, tanto che essi potrebbero essere due immagini della stessa popolazione riprese in epoche diverse della loro vita. I quasar sarebbero più giovani e le galassie di Seyfert più mature nella loro evoluzione galattica.

Forse la diminuzione di splendore che accompagna la transizione da quasar a Seyfert è dovuta alla progressiva diminuzione della materia che irraggia prima di cadere nel buco nero.

Una teoria che cerca di unificare le diversità osservate tra radiogalassie, quasar e blazar è stata proposta da Peter D. Barthel dell'Università di Groningen in Olanda. La Teoria del Modello Unificato dei Nuclei Galattici Attivi è basata sulle osservazioni effettuate su una quarantina di galassie attive e ipotizza che le classi precedenti apparterrebbero in realtà a un'unica grande classe. Le diverse caratteristiche osservate sono dovute solo a un loro diverso orientamento degli oggetti rispetto alla linea di vista dell'osservatore.