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Dalle nubi sparse lungo le braccia spirali si formano ancora oggi nuove famiglie stellari, i cosiddetti ammassi aperti. Di conseguenza gli ammassi globulari si devono essere formati tutti quasi contemporaneamente alla formazione della Galassia. Dallo stato evolutivo delle stelle che ne fanno parte, si ricava difatti per tutti un’età di circa 12 miliardi di anni.
Gli ammassi aperti, tutti più o meno concentrati sul disco, si chiamano così, perché a differenza degli ammassi globulari, sono formati da un numero molto minore di stelle (da meno di un centinaio a qualche migliaio), abbastanza disperse, tanto che a volte è difficile stabilire la loro appartenenza all’ammasso, che risulta dalla comune direzione di moto degli altri membri. Fra essi ci sono ammassi ricchi di polveri e gas e stelle formate meno di un milione di anni fa, con le stelle ancora avvolte nella nube da cui si sono formate, come un neonato nella placenta, e ammassi la cui età è paragonabile a quella degli ammassi globulari.
Ci sono indizi che le prime stelle di grande massa si siano formate quando l’universo aveva un’età di circa 100 milioni di anni, molto prima delle galassie, e che esse abbiano sintetizzato, nel corso della loro esplosione come supernovae, tutti gli altri elementi.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 121
Mentre la probabilità di scontri fra due stelle è estremamente bassa (ricordiamo che la distanza media fra due stelle nel piano della Galassia è circa 100 milioni di volte il loro diametro medio), gli scontri e le interazioni fra galassie sono relativamente frequenti. Una volta si pensava che queste interazioni fossero rarissime, e che le galassie si formassero ed evolvessero isolate l’una dall’altra, tanto è vero che furono anche chiamate universi isole. Con il crescere della nostra conoscenza e del numero di cataloghi con immagini di galassie è apparsa evidente l’esistenza di coppie di galassie peculiari, con lunghe code dirette dall’una verso l’altra, chiaro esempio dell’interazione avvenuta fra le due.
Nello scontro fra due galassie, le stelle seguono le loro orbite senza interagire, proprio a causa della grande distanza fra l’una e I’altra, mentre il gas sparpagliato sul disco e lungo le braccia delle due galassie interagisce violentemente e dà luogo a un’accelerata formazione di nuove stelle, e addirittura alla trasformazione di una galassia spirale in ellittica. Infatti quella che era una spirale perde la materia diffusa lungo le braccia e resta il nucleo centrale, in tutto simile a una piccola galassia ellittica.
Come le stelle nascono in gruppi all’interno delle nubi, dando luogo ai giovani ammassi aperti, così le galassie si formano ed evolvono in gruppi o ammassi di galassie. L’osservazione delle più lontane galassie, formatesi quando l’universo aveva meno del 10% dell’età attuale, mostra una notevole frazione di oggetti interagenti, e il confronto con le galassie vicine ci suggerisce . che la maggioranza delle galassie abbia subito molte interazioni nel corso della loro vita.
I gruppi di galassie contengono poche decine di membri, mentre gli ammassi ne contengono molte centinaia o addirittura migliaia; infine i superammassi sono composti da più ammassi. Le dimensioni di un superammasso sono dell’ordine del centinaio di milioni di anni luce, poco inferiore alla distanza fra un superammasso e l’altro, così che non è facile dire dove finisce l’uno e comincia l’altro.
Se consideriamo le singole galassie di un gruppo, queste distano l’una dall’altra in media da uno a due milioni di anni luce, mentre le dimensioni del gruppo sono di qualche decina di milioni di anni luce. Potremmo dire che la densità di stelle nelle galassie è molto minore di quanto sia la densità di galassie nei gruppi. Se poi consideriamo i gruppi e gli ammassi, le cui dimensioni sono di parecchie decine di milioni di anni luce e di poco inferiori alla distanza media fra un ammasso e l’altro, ecco che l’universo appare pieno di queste grandi strutture.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 126
È la famiglia di galassie a cui appartiene la nostra. Le più splendenti e vicine, tanto da poter essere visibili anche a occhio nudo, se il cielo è perfettamente scuro, sono le due satelliti della Galassia, la Grande e la Piccola Nube di Magellano, e le due grandi galassie di Andromeda e del Triangolo, rispettivamente M31 e M33.
Hubble introdusse il concetto di gruppo locale nel 1936, e vi attribuì 11 membri. Oggi se ne conoscono 43.
La grande maggioranza sono piccole galassie di tipo irregolare o ellittiche nane, di splendore di gran lunga inferiore a quello delle cinque maggiori. La galassia di Andromeda ha uno splendore pari a 25 miliardi di soli, mentre lo splendore della Via lattea è stimato pari a 8,3 miliardi di soli, la galassia del Triangolo a 3 miliardi di soli, la Grande Nube di Magellano a 2,1 miliardi e la Piccola Nube a 580 milioni di soli. Poco più deboli le due piccole galassie ellittiche, satelliti della galassia di Andromeda, M32 e M110 con splendori rispettivamente di 500 milioni e 380 milioni di soli, ce ne sono poi altre comprese fra 160 milioni e 0,3 milioni di soli. Se non fosse per le loro distanze dalla Galassia, comprese fra 270.000 e circa 2 milioni di anni luce, potrebbero essere considerate piuttosto dei grossi ammassi globulari.
La massa totale del gruppo locale è circa 1000 o forse 2000 miliardi di volte la massa del Sole.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 128
Gli ammassi sono le strutture più grandi dell’universo, hanno densità circa 1000 volte maggiore di quella media dell’universo e oltre alle galassie contengono gas e materia oscura. Sono dunque famiglie di galassie molto più grandi dei gruppi; possono contenere parecchie centinaia e anche migliaia di galassie. La maggioranza di esse sono galassie ellittiche, soprattutto quelle situate nella parte più interna e affollata dell’ammasso. Invece le galassie spirali si trovano alla periferia.
Le galassie più grosse, data la loro maggiore forza di attrazione gravitazionale, tendono a inglobare le più piccole, in una specie di vero e proprio «cannibalismo galattico». E infatti le galassie più grosse si trovano al centro degli ammassi.
Si possono classificare gli ammassi in due grandi tipi morfologici: regolari, con una struttura grosso modo sferica, e irregolari. I due grandi ammassi più vicini sono quello della Vergine, così detto perché lo vediamo proiettato nella costellazione omonima, di tipo irregolare, a circa 50 milioni di anni luce, e quello della Chioma, di tipo regolare, distante circa 300 milioni di anni luce.
L’ammasso della Vergine è quello meglio conosciuto e rappresenta il prototipo degli ammassi irregolari. E anche il nucleo centrale del superammasso locale, alla cui periferia si trova la Via lattea con il gruppo locale.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 131
Nel 1920 J.H. Reynolds notò l’ammassarsi di nebulose lungo una fascia, e Harlow Shapley nel 1930 confermò la presenza di una concentrazione di galassie che chiamò «superammasso locale». Nel 1950 Gerard de Vaucouleurs mostrò che questa concentrazione di galassie aveva l’ammasso della Vergine al centro e la Via Lattea con il gruppo locale alla periferia.
Le galassie non sono distribuite in maniera uniforme nello spazio, ma si addensano sulla superficie di grandi bolle, praticamente vuote, con diametri di una trentina di milioni di anni luce e pareti spesse pochi milioni di anni luce. Là dove si toccano le pareti di due bolle si trovano gli ammassi più popolosi. Il 90% delle galassie è fuori degli ammassi ed è distribuito lungo filamenti molto estesi, abbastanza stretti e ancora più sottili nella terza dimensione. Si potrebbero paragonare a quel tipo di pasta che chiamiamo «bavette», piuttosto che a degli spaghetti. Fra gli addensamenti più caratteristici va ricordata «la grande muraglia», nell’emisfero nord, lunga circa 800 milioni di anni luce, alta 280 milioni e spessa solo una quindicina di milioni di anni luce. Anche nell’emisfero sud c’è una concentrazione simile, detta la «muraglia sud».
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 137
Si tratta non di deboli stelline galattiche ma di oggetti extragalattici di straordinario splendore e dimensioni eccezionalmente piccole per una galassia. In seguito immagini delle quasar mostrarono che attorno all’oggetto quasi puntiforme, che era stato scambiato per una stella, c’era una debole nebulosità, che rivelava la presenza di una galassia attorno al suo straordinario nucleo e in alcuni casi dal nucleo centrale fuoriusciva un getto luminoso. Per queste ragioni le quasar furono chiamate radiosorgenti quasi stellari: QSO (o Oggetti Quasi Stellari).
L’enorme luminosità dei QSO, che da un volume di diametro pari a pochi anni luce o addirittura a poche ore luce (paragonabile perciò al sistema solare) producono un’emissione pari a 10 o 100 volte quella dell’intera Via lattea, fa sì che sia possibile osservarli a grandi distanze. Essi perciò ci danno informazioni su quelle che erano le condizioni dell’universo quando la sua età era inferiore al 100/o dell’età attuale. Per esempio, i QSO erano già presenti quando l’età dell’universo era inferiore a un miliardo di anni, e di conseguenza si erano formati già giganteschi buchi neri di massa pari a decine di milioni e anche miliardi di masse solari.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 143
Noi osserviamo un’immagine dell’universo che è partita circa 14 miliardi di anni fa e quindi guardiamo a una distanza di 14 miliardi di anni luce (più esattamente dovremmo dire: ammesso per l’età dell’universo 14 miliardi di anni, noi osserviamo la luce partita 14 miliardi meno 400.000 anni fa, da una distanza di 13,9996 miliardi di anni luce).
L’universo uscito dall’età della «ricombinazione» (come si chiama l’epoca in cui, a causa della diminuzione della temperatura nuclei atomici ed elettroni cominciano a ricombinarsi e il plasma si trasforma in un gas neutro) è un universo scuro, privo di sorgenti luminose. Le stelle e le galassie non si sono ancora formate e non c’è alcuna sorgente d’energia in grado di eccitare il gas, miscuglio per il 77% di atomi di idrogeno, per il 23% di atomi di elio, più trascurabili quantità di litio e degli isotopi di idrogeno ed elio. Questa era è chiamata la dark age, l’epoca oscura, dove nel linguaggio comune si intende «Medioevo». Sebbene la materia inizialmente sia distribuita in modo quasi uniforme, la gravità esalta le differenze di densità nello spazio in espansione. L’espansione nelle regioni più dense viene decelerata dall’eccesso di forza gravitazionale e queste regioni espandono sempre più lentamente delle zone circostanti e possono infine cominciare a contrarsi. All’età di circa 100 milioni di anni si possono formare agglomerati di qualche centinaio di migliaia di masse solari e temperature di poche centinaia di gradi assoluti. Entro queste nubi opache si formano nuclei di circa una massa solare che attraggono altra materia, fino a formare superstelle di masse pari a un centinaio di masse solari che nel corso della loro breve vita esplodono violentemente come supernovae, distruggendosi completamente o lasciando come residuo dei buchi neri.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 157
Solo la materia barionica è soggetta alla pressione di radiazione, ed è possibile stabilire che la materia barionica è circa il 4% della densità critica e la materia oscura il 23%.
D’altra parte il fatto che l’universo sia piano comporta che la densità debba essere eguale a uno. Ne segue che il restante 73% è costituito da densità di energia. Ma quale energia? Si suppone si tratti di una energia, scoperta in questi ultimi anni, detta «energia del vuoto» che, come vedremo, provoca un’espansione accelerata dello spazio, mentre si era sempre previsto che la forza di gravità avrebbe decelerato l’espansione.
Che lo spazio sia in espansione e che in questo moto trascini con sé le galassie e gli ammassi di galassie era noto fino dalla fine degli anni Venti del Novecento, in conseguenza delle osservazioni di Edwin Hubble. Era questa la verifica sperimentale delle equazioni descriventi l’unìverso scritte dal matematìco russo Alexandr Fridman. Egli si era interessato della teoria della relatività di Einstein e aveva mostrato in un ormai classico lavoro On the curvature of space (Sulla curvatura dello spazio) che il raggio dell’universo può o crescere o essere una funzione periodica del tempo, a seconda della quantità di materia in esso contenuta. Le sue equazioni contraddicevano quelle di Einstein, il quale aveva il idea, largamente diffusa fin dall’antichità, che 1’universo dovesse essere statico. Ma le equazioni mostravano che un universo statico è instabile e collasserebbe su se stesso sotto l’azione della gravità. Per evitare il collasso Einstein postulò l’esistenza di una forza che si opponeva alla gravità, che chiamò costante cosmologica e manteneva l’universo statico. Le soluzioni di Fridman non persuadevano Einstein, ma si dovette poi ricredere quando Hubble mostrò che l’universo non è statico, ma sta effettivamente espandendo come previsto dalle equazioni di Fridman.
Fu allora che Einstein dichiarò che la sua invenzione della costante cosmologica era stato il suo più grave errore.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 169
L’energia che provoca l’accelerazione dell’espansione è stata chiamata «energia del vuoto» e poiché energia e materia sono equivalenti, essa fornirebbe quel 73% di densità necessaria a portare la densità dell’universo al valore critico, compatibile con le osservazioni di BOOMERANG e MAP che stabiliscono che l’universo è piano.
Cerchiamo di chiarire meglio cosa significa «vuoto» ed energia del vuoto. Immaginiamo di prendere una regione dello spazio e di togliere via da essa tutta la materia e la radiazione e ogni altra possibile sostanza si possa immaginare. Lo stato risultante è chiamato vuoto (in inglese vacuum, che è qualcosa di diverso dal nulla). Il vuoto ha la più bassa energia di qualsiasi altro stato, ma non necessariamente zero. Secondo la teoria della relatività ogni forma di energia influenza il campo gravitazionale, e quindi l’energia del vuoto diventa un ingrediente potenzialmente importante. Si ritiene che il vuoto sia lo stesso in tutto l’universo, e di conseguenza la densità di energia del vuoto è detta «costante cosmologica» . Mentre la materia si può addensare o disperdere nel corso dell’evoluzione dell’universo, la costante cosmologica è una proprietà dello spazio-tempo. Con l’espansione la densità di materia diminuisce. Se la materia è la componente dominante dell’universo l’espansione sarà decelerata. Se invece domina la costante cosmologica la densità d’energia sarà costante e il tasso d’espansione raggiungerà un valore costante. Con un’espressione che confonde le idee, si dice che un simile universo sta accelerando, perché la velocità di allontanamento delle galassie aumenta continuamente.
Osservazioni di alcune supernovae la, distanti 10 miliardi di anni luce capitate casualmente nel campo del telescopio spaziale, hanno mostrato che 10 miliardi di anni fa l’espansione era decelerata, e quindi la gravità era prevalente; poi l’espansione e la conseguente diminuzione della densità di materia hanno fatto sì che l’energia del vuoto avesse la prevalenza sull’energia gravitazionale.
Queste osservazioni, come quelle di BOOMERANG, DASI, MAP ci danno un quadro ben definito del nostro universo: piano e infinito, in espansione accelerata, che oggi è di 71 km/sec per megaparsec. Un megaparsec è pari a 3,26 milioni di anni luce, e quindi ogni secondo un megaparsec diventa più lungo di 71 km. MAP ha anche stabilito che la ricombinazione è avvenuta all’età di 380.000 anni, e che l’età dell’universo è 13,7 miliardi di anni, e la temperatura media del fondo cosmico è 2,735 gradi assoluti.
Hack M., “Dove nascono le stelle”, Sperling, pag. 171