•

•• 41.

L'ammasso di galassie in Virgo è un tipico esempio di ammasso grandema irregolare contenente più di 1000 galassie. In questa stampa nega-tiva di una fotografia realizzata col telescopio Schmidt da 122 centime-tri di Monte Palomar le galassie sono riconoscibili per le loro immaginisfumate. Le immagini puntiformi sono prodotte da stelle della nostragalassia. Solo un quinto circa dell'ammasso appare nella fotografia, che

mostra una regione di 4,5 gradi, equivalenti a cinque milioni di anniluce alla distanza dell'ammasso in Virgo (60 milioni di anni luce).L'area compresa nel rettangolo più grande è illustrata nella fotografiain basso in questa stessa pagina. La grande galassia contenuta nel ret-tangolo più piccolo è la galassia ellittica gigante M87, sorgente di in-tensa emissione nelle bande radio e X dello spettro elettromagnetico.

Un particolare dell'ammasso in Virgo in una stampa positiva di unafotografia realizzata col telescopio da quattro metri dell'Osservatorio

inter-americano di Cerro Tololo in Cile, gestito dal Kitt Peak Natio-nal Observatory. Gli oggetti più grandi sono le galassie M84 e M86.

Ammassi di galassie ricchiCirca il 10 per cento di tutte le galassie si trova in ammassi ricchi.Questi ammassi, formati da migliaia di componenti avvolti in gas a altatemperatura, sono vortici gravitazionali con galassie giganti al centro

di Paul Gorenstein e Wallace Tucker

I

n natura si osserva una tendenza fon-damentale in base alla quale tutti glioggetti di una data classe si riuni-

scono, generando così unità di una nuovaclasse di ordine superiore. Nel mondoinanimato le particelle elementari si riu-niscono formando atomi, gli atomi for-mando molecole, atomi e molecole for-mando stelle b pianeti, e così via risalendola catena degli oggetti fino alle galassie eagli ammassi di galassie. Alle estremità diquesta gerarchia troviamo i confini dellaconoscenza umana. E possibile che le par-ticelle subatomiche siano costituite a lorovolta da quelle entità che sono note comequark, e che gli ammassi di galassie sianoorganizzati in associazioni ancora piùgrandi dette superammassi. Gli ammassidi galassie rivestono particolare impor-tanza perché sono l'ultimo stadio sicura-mente provato alla sommità della gerar-chia. Con le parole dell'astronomo FritzZwicky, che contribuì a dimostrarne l'esi-stenza, essi sono «l'ultimo gradino per lostudio dell'universo come un tutto». Essiforniscono un laboratorio che si estendeper vari milioni di anni luce in cui studiaresu larga scala l'interazione tra gas, stelle egalassie, e per questo hanno attratto l'at-tenzione di astronomi che lavorano a lun-ghezze d'onda radio, ottiche e X dellospettro elettromagnetico.

Nell'ultimo mezzo secolo grandi tele-scopi hanno rivelato migliaia di ammassidensamente popolati, ciascuno dei quali ècostituito da migliaia di galassie fatte aloro volta da decine di miliardi di stelle. Inconfronto, la nostra galassia fa parte di unsistema molto piccolo noto come «gruppolocale», che comprende meno di due doz-zine di galassie, per la maggior parte mol-to più piccole della nostra. Gli studi con-dotti su numerosi ammassi ricchi hannomostrato che la maggior parte delle mi-gliaia di galassie di cui sono costituiti simuove nello spazio con una velocità dimigliaia di-chilometri al secondo. La velo-cità elevata di queste galassie e la lorodistribuzione notevolmente densa nellospazio implicano un reciproco legamedovuto a forze gravitazionali molto piùintense di quelle spiegabili in termini del-

la massa visibile, cioè della massa deglioggetti visibili su lastre fotografiche.

Osservazioni recenti nelle bande deiraggi X e delle onde radio ci hanno rivela-to che lo spazio tra le galassie negli am-massi ricchi è riempito da gas ad alta tem-peratura, e che in certe galassie ellittichegiganti trovate al centro degli ammassihanno avuto luogo titaniche esplosioniche hanno scagliato nel gas caldo interga-lattico nubi estese di particelle subatomi-che di alta energia. Che cosa determinaqueste esplosioni? Qual è l'origine del gasa elevata temperatura? Dove si trova lamassa in più necessaria per impedire chele galassie che si muovono ad alta velocitàsi allontanino liberamente? Gli astronominon sanno dare ancora risposte definitivea questi problemi, ma negli ultimi anni si èsviluppato nelle sue linee essenziali unquadro che sembra capace di risolverli.Secondo questo schema, le condizioni chesi osservano negli ammassi ricchi sonocomprensibili come il risultato dell'inte-razione tra il gas, le stelle e le galassie inun vortice gravitazionale prodotto dallanotevole concentrazione di galassie nelcentro dell'ammasso. Osservazioni moltorecenti hanno suggerito l'ipotesi straordi-naria che la galassia gigante M87, localiz-zata presso il centro del grande ammassoin Virgo, possa contenere nel suo nucleoun buco nero di massa pari a cinque mi-liardi di masse solari.

Molto prima che si capisse che quelle

che oggi chiamiamo galassie so-no«universi isole», cioè sistemi indipen-denti di stelle, gli astronomi notarono latendenza delle «nebulose» a riunirsi ingruppi. L'ammassamento è evidente inuna mappa del cielo in cui sono riportatele posizioni di più di 11 000 oggetti nebu-lari elencati nel New Generai Catalogue diJ. L. E. Dreyer, pubblicato verso la finedel secolo scorso. A partire dagli anniventi fu chiaro che la maggior parte deglioggetti elencati nel catalogo come nebu-lose erano in realtà galassie, e molte diloro sono note ancora oggi col numeroNGC assegnato da Dreyer. I rivelamentidettagliati che furono effettuati nel de-

cennio successivo mostrarono che le ga-lassie presentano in tutto il cielo una di-stribuzione a larga scala uniforme sia inangolo che in distanza. D'altra parte,l'ammassarsi delle galassie relativamentevicine, che era evidente nelle mappe pre-cedenti, risultava confermato ed esteso adistanze molto maggiori.

Nel 1933 Harlow Shapley pubblicò uncatalogo di 25 ammassi di galassie e pro-pose che tali ammassi non fossero sempli-cemente conseguenza di coincidenze ca-suali di posizioni, ma fossero associazionifisiche prodotte da processi evolutivi.Nello stesso anno Zwicky pubblicò unostudio sulla distribuzione delle galassieentro il grande ammasso della costella-zione Coma Berenices, che indicava chele galassie erano legate in modo perma-nente per effetto della mutua interazionegravitazionale. Zwicky pose in evidenza,però, che la massa effettivamente osser-vata sotto forma di galassie non bastavada sè per fornire tutta la forza gravitazio-nale necessaria. Il problema della «massamancante» fu così introdotto nello studiodegli ammassi di galassie.

Oggi è opinione comune che almenometà di tutte le galassie dell'universo fac-ciano parte di gruppi o ammassi di dimen-sioni varianti dai gruppi poveri di galassiecome il nostro agli ammassi ricchi costi-tuiti da migliaia di galassie. La ventina digalassie del nostro gruppo locale è com-presa in una sfera di due milioni di anniluce di diametro circa. Agli estremi oppo-sti del gruppo stanno la nostra galassia e lagrande nebulosa di Andromeda, la galas-sia M31. Sono entrambe grandi galassie aspirale e insieme contengono circa il 70per cento di tutta la massa del gruppo.Gruppi piccoli con molto spazio vuotocostituiscono il tipo più comune di asso-ciazioni di galassie. Grandi ammassi eammassi ricchi, costituiti entrambi da1000 o più membri, comprendono circa il10 per cento di tutte le galassie. Un gran-de ammasso è detto «ricco» se presenta alcentro una concentrazione di galassie in-solitamente elevata.

L'attività di alta energia sotto forma diemissione in raggi X e nel radio è evidente

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43

L'alone che emette raggi X attorno a M87 fu rivelato da un razzo cheportava a bordo un telescopio per raggi X progettato da uno degli auto-ri (Gorenstein) e dai suoi colleghi del Centro per l'astrofisica delloHarvard College Observatory e dello Smithsonian Astrophysical Ob-servatory. In questa rappresentazione a colori falsati realizzata con il

calcolatore l'intensità in X è tanto maggiore quanto più chiaro è il co-lore. L'area rappresentata ha un lato di un milione di anni luce circa. unquinto circa della regione nella fotografia in alto a pagina 43. Il bloc-co centrale di tre quadrati per tre corrisponde all'incirca alla mas-sa otticamente luminosa di M87 nella fotografia in alto a pagina 44.

Due immagini di M87, la galassia ellittica gigante dell'ammasso in Virgo, rivelano due aspettiimportanti di una delle galassie più brillanti conosciute. La fotografia in alto, a lunga esposizione,fatta col telescopio da quattro metri di Cerro Tololo, mostra alcuni tra gli oltre 500 ammassiglobulari che popolano l'alone» che circonda la galassia. Ogni ammasso globulare è un'associa-zione sferica di più di 100 000 stelle. Nella fotografia in basso, a esposizione molto più breve,realizzata col telescopio da tre metri del Lick Observatory, si può osservare un getto luminosolungo 6000 anni luce che esce dal centro della galassia. Studi condotti nell'ottico suggeriscono chenel centro sia presente un oggetto compatto con massa pari a cinque miliardi di masse solari.

soprattutto nei grandi ammassi. Il grandeammasso più vicino si trova in Virgo edista da noi circa 60 milioni di anni luce.Ha forma irregolare e copre circa 100gradi quadrati di cielo; un libro di mediedimensioni tenuto a distanza di un bracciolo coprirebbe appena. È costituito daalmeno 1000 galassie, per lo più grandigalassie a spirale e galassie ellittiche nane.I suoi elementi più brillanti sono galassieellittiche giganti.

La galassia ellittica gigante M87 è trevolte più luminosa della nostra galassia,che è costituita da almeno 100 miliardi distelle. Dal nucleo di M87 fuoriesce unastruttura particolare a forma di getto chesi estende per circa 6000 anni luce e cheemette intensamente radiazione non ter-mica nel radio e nell'ottico. «Non termi-co» significa che l'energia emessa nonpresenta le caratteristiche spettrali del-l'energia emessa da un corpo caldo. Unasorgente comune di emissione radio e ot-tica non termica è costituita da elettronienergetici che si muovono in campi ma-gnetici intensi.

la spiegazione generalmente accettata, per il getto prevede che sia stato

emesso dal nucleo di M87 a seguito di unao più violente esplosioni che ebbero inizioun milione di anni prima dell'epoca in cuiil getto è osservato ora. Oggi si sa cheintense emissioni non termiche nel radio enell'ottico, irradiazione di raggi X e altreprove di attività esplosiva sono aspetticomuni a molte galassie ellittiche e adaltri oggetti astronomici peculiari, tra cuiin particolare i quasar.

Rivelatori di raggi X portati al di sopradell'atmosfera terrestre dal satellite Uhu-ru rivelarono che M87 è avvolta in unanube che emette in X e si estende perquasi un milione di anni luce. Lo spettrodella sorgente X fu analizzato in seguitodagli strumenti a bordo del satellite bri-tannico Ariel 5 e del satellite OSO-8 dellaNational Aeronautics and Space Admini-stration. La presenza di certe righe diemissione del ferro altamente ionizzato ciindica che i raggi X provengono da un gasdiffuso che si trova alla temperatura dicirca 30 milioni di kelvin (gradi Celsiussopra lo zero assoluto). Dunque, almeno iraggi X provengono da una sorgente che ètermica, anziché non termica.

Se un gas caldo non è confinato in qual-che modo, tenderà a espandersi indefini-tamente. In assenza di una forza capace diconfinarla, la nube di gas attorno a M87 sidisperderebbe in 100 milioni di anni cir-ca. Anche se questo intervallo di tempopuò sembrare lungo, è pari soltanto all'iper cento della vita totale della galassia.Ci sono tre modi per spiegare l'esistenzadella nube di gas come la osserviamooggi: qualche forza lega il gas alla galas-sia, c'è un rifornimento continuo di gasche ne compensa l'espansione oppure lagalassia sta vivendo un momento partico-lare della sua storia, prima che il gas abbiaavuto tempo di disperdersi. La terza al-ternativa è possibile, ma piuttosto impro-babile. La seconda non solo richiede unaquantità esorbitante di energia, ma impli-

ca anche che la nube ad alta temperaturadovrebbe essere dispersa in un volume dispazio molto maggiore di quello che oc-cupa. Pertanto resta come ipotesi piùprobabile il confinamento per opera diuna forza, la gravità.

Dalla distribuzione di luminosità inraggi X della superficie del gas si puòdedurre la distribuzione spaziale del gas.Da questa distribuzione si può stimareche la massa necessaria per assicurare ilconfinamento gravitazionale sia pari al-

meno a 50 000 miliardi di masse solari.Questa massa supera di molte centinaia divolte la massa osservata nel disco di gran-di galassie a spirale come la nostra o lagalassia di Andromeda ed è anche circa30 volte maggiore delle stime precedentidella massa di M87. Ci sono altre prove afavore del fatto che M87 sia una galassiaestremamente massiccia. Nel 1969 Ge-rard de Vaucouleurs dell'Università delTexas ad Austin e Halton C. Arp e Fran-cesco Bertola agli Hale Observatories

riportarono indipendentemente l'osser-vazione di un debole «alone» ottico, ocorona, attorno a M87. L'alone si estendefino a distanze comprese tra 500 000 e unmilione di anni luce dal centro della galas-sia. Osservazioni spettrali indicano che lamaggior parte della radiazione ottica del-l'alone proviene da stelle e non da un gascaldo o da una nube di elettroni di altaenergia. Perché queste stelle siano legategravitazionalmente alla galassia, occorreuna massa galattica di varie decine di bi-

44

45

14,49

M31 NGC 185

M33 o l• NGC 147

NGC 221 NGC 205Oe

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La tendenza delle galassie a raggrupparsi in ammassi era risultataevidente già nel secolo scorso, ancor prima che si dimostrasse definiti-vamente che ogni galassia è un sistema stellare indipendente. Nel 1921C. V. L. Charlier realizzò questa mappa del cielo riportando 11 475oggetti nebulari elencati nel New Generai Catalogue di J. L. E. Dreyer.

Qui l'equatore corrisponde al piano centrale della nostra galassia.Presso questo piano gli oggetti extragalattici sono oscurati dalla polve-re, così che il numero delle galassie sembra aumentare verso i poli. Inrealtà si pensa che le galassie siano distribuite in modo più o menouniforme, con la sola eccezione della tendenza a formare ammassi.

lioni di masse solari, in accordo con lestime derivate dalle osservazioni in X.

L'attribuzione di masse molto grandialle galassie ellittiche giganti come M87 èimportante per la cosmologia, dato chepuò fornire una soluzione all'annoso pro-blema della massa mancante negli am-massi di galassie. Il problema, di cui sirese conto inizialmente Zwicky studiandoil grande ammasso in Coma Berenices, ècomune a tutti i grandi ammassi. L'am-masso in Coma Berenices, che dista dallanostra galassia circa 400 milioni di anniluce, presenta nel centro una notevoleconcentrazione di galassie. Inoltre, studiaccurati mostrano che nell'ammasso diComa, come nella maggior parte degliammassi analoghi, le galassie hanno as-sunto una distribuzione sferica.

Questa forma porta con sè un proble-ma. Da una parte dà l'impressione che siastato raggiunto uno stato di equilibrio tra imoti casuali delle galassie e la loro mutuaattrazione gravitazionale. Dall'altra, cal-colando la somma delle masse di tutte legalassie che compongono l'ammasso, sitrova che tale somma cotituisce solo il10-20 per cento della massa necessariaper assicurare la stabilità gravitazionale.Si ha dunque un paradosso. Se il campogravitazionale dell'ammasso fosse effetti-vamente così debole come i conteggi digalassie sembrano indicare, allora le ga-lassie non sarebbero concentrate in unasfera relativamente compatta di diametropari a pochi milioni di anni luce, ma sa-rebbero disperse irregolarmente su deci-ne di milioni di anni luce. Gli astronomisono restii a supporre una creazione con-tinua di nuove galassie nel centro del-l'ammasso così da mantenere la densità

centrale osservata oppure la presenza diuna forza cosmologica sconosciuta, per-tanto sono spinti a credere che la maggiorparte della massa contenuta nell'ammas-so sia ancora da scoprire. Dove si trova?

una vecchia idea prevedeva che la mas-

sa fosse nascosta sotto forma di gasionizzato ad alta temperatura, che sareb-be stato rivelato quando fossero state at-tuabili osservazioni in raggi X di sensibili-tà sufficiente. Quando si fecero finalmen-te, nei primi anni settanta, osservazioni inX con satelliti, si trovò effettivamente chel'emissione X era una caratteristica co-mune degli ammassi ricchi di galassie.Come nel caso di M87, i dati spettraliindicano un gas caldo come sorgente deiraggi X. Nell'ammasso di Corna, però, laregione che emette in X ha un diametro ditre milioni di anni luce circa, pari cioè apiù del triplo dell'estensione della regioneemettente di M87. Si trovò che la massadel gas ad alta temperatura è confrontabi-le con quella delle galassie e perciò insuf-ficiente ad assicurare la coesione del-l'ammasso. D'altra parte, le osservazionidi raggi X forniscono due ulteriori proveindirette della presenza della massa man-cante. La prima consiste nel fatto che,come nel caso di M87, la temperatura e ledimensioni della nube di gas caldo pre-sente nell'ammasso di Corna possono es-sere usate per stimare la massa necessariaper confinarla. Si trova che questa massaè dell'ordine di quella necessaria per te-nere legato l'ammasso.

La seconda prova proviene dalle diffi-coltà che si incontrano cercando di capirecome la nube di gas arrivò a contenere ilquantitativo di ferro che appare nello

spettro di emissione X. Per quanto si sa, ilferro può essere sintetizzato solo dentro auna stella e può entrare nel mezzo inter-stellare di una galassia solo quando vieneespulso dall'esplosione di una supernova.L'esplosione potrebbe spargere ferro ealtri elementi pesanti anche nel vasto spa-zio tra le galassie, ma è pure possibile chequegli elementi siano spazzati via dallapressione del «vento» prodotto dal motodella galassia attraverso l'ammasso o sia-no estratti in maree distruttive generateda incontri tra galassie. Stime dell'effi-cienza di simili processi, basate su valoriconvenzionali per le masse delle galassie,indicano che la nube di gas ad alta tempe-ratura dovrebbe contenere meno di unterzo della quantità di ferro effettivamen-te osservata. Si può spiegare la discrepan-za supponendo semplicemente che lamassa totale in stelle sia in realtà moltomaggiore della stima convenzionale, cosìche la quantità di ferro fornita dalle stellerisulta aumentata in proporzione. Staacquistando credito l'idea che le stelle inpiù siano distribuite in aloni massicci dibassissima brillanza superficiale attorno agalassie supergiganti, come in M87.

Nel 1964 Thomas A. Matthews, Wil-liam W. Morgan e Maarten Schmidt degliHale Observatories mostrarono che moltiammassi di galassie ricchi, e in particolarequelli che ospitano intense radiosorgenti,hanno nel centro una galassia ellitticasupergigante con un alone esteso. Recen-temente è apparso chiaramente che pro-prio queste galassie sono associate adammassi che emettono raggi X. Un otti-mo esempio è costituito dall'ammasso A2199 (il numero 2199 del catalogo diammassi compilato da George O. Abell

dell'Università della California a LosAngeles). La galassia brillante che spiccaal centro dell'ammasso è NGC 6166. Gliastronomi chiamano galassie cD le galas-sie come NGC 6166. La D contraddistin-gue galassie con un nucleo ellittico gigan-te circondato da un inviluppo esteso, chenel caso di NGC 6166 ha un diametro chesupera i due milioni di anni luce. La c staper supergigante, una terminologia presada schemi di classificazione stellare. NGC6166, che si estende su un volume moltomaggiore di quello occupato dalla galas-sia di Andromeda e possiede un numerodi stelle centinaia di volte maggiore, è unadelle galassie più grandi dell'universo.L'ammasso ricco A 2199 è una sorgenteintensa di raggi X, simile alla sorgentedell'ammasso di Corna. La nube cheemette raggi X circonda la galassia cD,che è pure una potente radiosorgente.

T',ammasso di galassie in Perseus è unaltro ammasso ben studiato, anche se

non è ben capito. Anch'esso ospita in po-sizione centrale una galassia ellittica su-pergigante, che è un'intensa radiosorgen-te ed è circondata da una nube che emetteraggi X e da un alone massiccio di stelle.La sorgente di raggi X è centrata sullagalassia ellittica gigante NGC 1275 e siestende su una regione di dimensioni ap-prossimativamente Simili a quelle dell'a-lone di stelle: tre milioni di anni luce.Come nei casi dell'ammasso in Corna e diM87, lo spettro X indica che un gas ad altatemperatura con un'abbondanza cosmicadi ferro normale è responsabile dell'emis-sione X. La massa di gas caldo necessariaper spiegare l'emissione di raggi X è pari aquattro volte circa la massa totale dellegalassie nell'ammasso, così che il proble-ma della produzione del ferro nelle galas-sie è ancora più grave che per l'ammassodi Corna. Anche il problema della massamancante risulta più arduo. La massanecessaria per assicurare l'equilibrio su-pera di 20 volte circa la massa osservatanelle galassie.

L'ammasso in Perseus contiene nume-rose radiosorgenti intense. Le curve diintensità dell'emissione radio indicanoapprossimativamente le regioni di spazioin cui sono presenti sia campi magnetici dialta densità sia grandi popolazioni di elet-troni di alta energia: una tale combina-zione determina un'intensa emissioneradio non termica. Due delle principaliradiogalassie mostrano una forma in cui siindividuano una testa e una coda, indi-cando così un'interazione tra la sorgente eun vento intergalattico, oppure, equiva-lentemente, un moto delle galassie attra-verso un gas stazionario. Uno studio suc-cessivo delle galassie con la coda condottadai radioastronomi dell'osservatorio ra-dioastronomico di Westerbork in Olandaha determinato lo sviluppo di un modelloin cui la deformazione all'indietro deicontorni sarebbe prodotta dal moto diuna galassia attiva attraverso un gas caldoa velocità di migliaia di chilometri al se-condo. La pressione nel gas caldo è consi-stente con la densità e la temperaturanecessarie per spiegare l'emissione di

Il gruppo locale di galassie è quello di cui fa parte la nostra galassia. Con la sua ventina di galassie,di forme e dimensioni varie, contenute in un raggio di tre milioni di anni luce, il gruppo locale èun tipico esempio di piccolo ammasso. Il 70 per cento circa della massa del gruppo è contenuta indue sole galassie simili tra loro: la nostra e la Grande Nebulosa di Andromeda, M31. Questaproiezione su un piano fu realizzata da Gerard de Vaucouleurs dell'Università del Texas a Austin.

Un ammasso di galassie ricco, illustrato schematicamente, è costituito da più di 1000 sistemistellari distinti legati insieme dalla forza di gravità e costretti in un raggio di tre milioni di anniluce circa. La densità delle galassie cresce avvicinandosi al centro. Lo stesso accade per il gas adalta temperatura (in colore) che emette raggi X (linee ondulate). In un ammasso ricco le galassie aspirale costituiscono solo il 20 per cento circa di tutte le galassie; per lo più le galassie sono el-littiche. Nel centro di un ammasso ricco ci sono di solito galassie ellittiche giganti, ovvero ga-lassie di tipo cD. Un ammasso ricco può contenere anche le cosiddette «radiogalassie con la coda».

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L'ammasso in Coma, un ammasso di galassie ricco nella costellazioneComa Berenices, in una fotografia scattata col telescopio da quattrometri del Kitt Peak National Observatory. Nel 1933 Fritz Zwickydimostrò che le galassie in questo ammasso erano tenute unite dalla

mutua attrazione gravitazionale. La massa presente sotto forma dimateria visibile è, però, molto minore di quella necessaria per lastabilità gravitazionale. Sembra che la «massa mancante» si trovi inaloni estesi di stelle deboli che circondano le grandi galassie ellittiche.

L'ammasso ricco A2199 (il numero 2199 nel catalogo compilato daGeorge O. Abeti dell'Università della California a Los Angeles) pre-senta in prossimità del suo centro la galassia ellittica supergigante NGC6166, l'oggetto più grande in questa fotografia realizzata col telescopi()Hate da cinque metri di Monte Palomar. NGC 6166 contiene un nu-

mero di stelle che supera di molte centinaia di volte quello delle stellecontenute nella nostra galassia o nella galassia di Andromeda. NGC6166 è una delle galassie più grandi tra quelle attualmente conosciu-te. Dista da noi circa 600 milioni di anni luce, ed emette intensamentesia nella regione X sia in quella radio dello spettro elettromagnetico.

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raggi X. Come era prevedibile, le sorgenticon la coda non si trovano solo nell'am-masso in Perseo, ma anche in vari altriammassi, molti dei quali si sono rivelaticome sorgenti di raggi X.

Riassumendo, tre fatti relativi agli

ammassi di galassie ricchi sono as-sodati. Primo, la massa necessaria permantenere gli ammassi legati gravitazio-nalmente supera di circa 10 volte la massaosservata nella struttura principale dellegalassie. Secondo, gli studi condotti inraggi X mostrano che gli ammassi ricchicontengono una quantità notevole di gasad alta temperatura; l'esistenza del gascaldo è sostenuta dal fatto che in quegliammassi si osservano radiosorgenti con lacoda, e il confinamento del gas caldo im-plica masse dello stesso ordine di gran-dezza di quelle necessarie per mantenereuniti gli ammassi. Terzo, molti ammassiricchi contengono in posizione centraleuna galassia supergigante circondata daun alone esteso di stelle deboli, che èspesso una radiosorgente.

Un numero sempre più grande diastronomi ritiene che tutte le proprietàosservate degli ammassi ricchi siano con-seguenza di un vortice gravitazionale. Unammasso ricco tipico è costituito da trecomponenti principali: galassie, stelleaddizionali che formano un alone attornoa una galassia centrale supergigante e gasa temperatura elevata. Le galassie di unammasso orbitano attorno al comunecentro di massa in modo sostanzialmenteanalogo a quello in cui i pianeti del siste-ma solare orbitano attorno al Sole. In unammasso ricco le,galassie sono così gran-di, così numerose e così densamente riu-nite che alcune di loro finiscono inevita-bilmente per incontrare altre galassie.Nella maggior parte di questi eventi legalassie non si incontrano frontalmente,ma subiscono solo una leggera deflessio-ne passando l'una vicino all'altra.

Il susseguirsi di molti incontri di questotipo determina un'equipartizione di ener-gia tra le galassie; cioè, galassie che simuovono nello stesso campo di forza gra-vitazionale hanno la stessa energia cineti-ca, ovvero energia di moto. L'energia ci-netica è proporzionale alla massa molti-plicata per il quadrato della velocità, per-ciò una galassia che sia più massiccia dellamedia si muove più lentamente dellamedia. A seguito dell'equipartizione del-l'energia, la velocità di una galassia mas-siccia non è sufficientemente elevata daconsentirle di mantenere la sua orbitaoriginaria, pertanto si muoverà a spiraleverso l'interno e verso il centro di massadell'ammasso. L'accelerazione dovutaalla gravità la accelera, ma incontri ripe-tuti le impediscono di acquistare una ve-locità sufficiente per stabilizzare la suaorbita, così che continuerà inesorabil-mente a cadere verso il centro di massa.

Alla fine, le forze gravitazionali chelegano le stelle alla galassia in caduta sa-ranno superate dall'attrazione gravita-zionale combinata delle galassie che sitrovano nella parte centrale dell'ammas-so. Come l'oceano durante la bassa marea

è strappato via dalla spiaggia per operadella Luna, così le stelle vengono strappa-te alla loro galassia madre. Le stelle piùesterne sono le prime ad andarsene. Teo-rie sulla formazione delle galassie indica-no che le stelle più esterne saranno debolie avranno una massa significativamenteminore di quella del Sole. (Le stelle piùpesanti si trovano più vicine al centro del-la galassia dato che subiscono lo stessoprocesso che attira le galassie verso il cen-tro dell'ammasso.) Così le deboli stelleesterne saranno lasciate indietro dallagalassia, che precipita nel gorgo perdendosempre più stelle lungo la strada. Alla finel'intera galassia sarà dispersa da effetti dimarea, e le stelle rimaste entreranno a farparte dell'alone di una grande galassia alcentro dell'ammasso.

Durante i 10 miliardi di anni trascorsidalla formazione dell'ammasso, una

galassia sul fondo della buca di potenzialegravitazionale nel centro dell'ammassoavrebbe potuto crescere fino a raggiunge-re dimensioni colossali inglobando i restidi un centinaio di altre galassie. Questasembra la spiegazione più probabile perl'esistenza degli aloni estesi di stelle at-torno alle galassie cD. La sottrazione distelle a seguito di fenomeni di marea è unprocesso graduale, la cui efficienza cresceman mano che la galassia in caduta siavvicina al centro dell'ammasso. Si pensache non tutti i resti siano catturati nelleimmediate vicinanze della galassia cDcentrale. Parte di essi sarà presa da altregalassie di grandi dimensioni. Inoltre, sipensa che l'alone della galassia cD nonabbia termine bruscamente, ma diminui-sca progressivamente di densità al cresce-re della distanza dal centro dell'ammasso.Osservazioni fotografiche recenti delleregioni centrali di ammassi ricchi confer-mano queste idee. Gli aloni attorno allegalassie cD possono estendersi per più diun milione di anni luce fino ai bordi del -l'ammasso stesso. È possibile che la massamancante sia stata trovata, nascosta in piùdi 10' 5 stelle di piccola massa che sonostate strappate alle galassie e sono entratea far parte dell'alone della galassia cDdisperdendosi per tutto l'ammasso. Datoche sono distribuite così, le stelle di picco-la massa sono meno visibili di quanto sa-rebbero se si trovassero concentrate nellastruttura principale delle galassie.

L'associazione tra emissione di raggi Xe galassie cD sembrerebbe una conse-guenza naturale della situazione esistentenegli ammassi ricchi. Due condizioni cheportano alla formazione di una sorgentedi raggi X nascono come risultato dellaconcentrazione elevata di galassie in taliammassi. Una condizione è costituita dal-l'immissione di grandi quantità di gas dal-le galassie al mezzo intergalattico. L'altraè costituita dalla crescita della galassia cDal centro dell'ammasso a seguito dell'ac-cumulo dei resti di altre galassie. La sor-gente di raggi X si forma quando il gasviene riscaldato dalla compressione men-tre cade nella buca di potenziale gravita-zionale attorno alla galassia cD nel centrodell'ammasso.

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L'ammasso di galassie in Perseus si trova a soli 17 gradi dal pianomediano della nostra galassia, il che spiega il grande numero di imma-gini stellari in questa fotografia ottenuta col telescopio Schmidt da 122

centimetri. L'ammasso ha nel centro la galassia ellittica supergiganteNGC 1275, una intensa radiosorgente circondata da una grande nubedi gas ad alta temperatura che emette raggi X e da un alone di stelle.

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NGC 1265

3C 831A

NGC 1275

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Intense radiosorgenti dell'ammasso in Perseus appaiono su questamappa, che copre la stessa area della fotografia in alto. La galassiaellittica supergigante è la radiosorgente più intensa. I contorni radio

di altre due galassie, NGC 1265 e IC 310, presentano la caratteristicastruttura con la coda. La mappa fu ottenuta da S. Mitton e M. Ryle delMullard Radio Astronomical Observatory dell'Università di Cambridge.

L'emissione X dall'ammasso in Perseus fu registrata da un razzo che portava a bordo un telesco-pio per raggi X realizzato da uno degli autori (Gorenstein) e dai suoi collaboratori. La regioneillustrata, ampia sei milioni di anni luce, corrisponde alla regione illustrata nella fotografia e nel-la mappa radio della pagina a fronte. La macchia più calda in X è prodotta da NGC 1275.

Anche se questo processo è più efficacenelle regioni centrali degli ammassi, po-trebbe essere operante su scala minoredovunque esista una grande galassia.L'ammasso irregolare in Virgo ne è unesempio. Una galassia di grandi dimen-sioni come M87 strapperà stelle da galas-sie che le passano vicino, inglobandole inun alone esteso. Nello stesso modo po-trebbe essere catturato del gas, che siriscalderebbe cadendo nella galassiacreando così una sorgente di raggi X.Tale sorgente sarà meno intensa di quel-la al centro di un ammasso ricco, datoche potrà contare su una riserva di gasminore.

A prima vista l'associazione di radio-galassie intense con ammassi ricchi egalassie supergiganii sembrerebbe con-traddire questo quadro. Le radiogalassiemostrano indubbi segni di una attivitàesplosiva che ha scagliato violentementedella materia verso l'esterno, mentre lateoria delle galassie supergiganti e dellesorgenti di raggi X prevede materia checade verso l'interno. Si possono riconci-liare le due cose? Il collasso può portarea esplosioni? Un numero sempre mag-giore di astronomi ritiene che ciò sia pos-sibile. Ci sono indicazioni in base allequali una crescita della densità di stelleal di sopra di un certo valore nel nucleodi una galassia porterebbe le stelle a rag-grupparsi muovendosi verso il centrodella galassia e formando un oggettosupermassiccio, in modo sostanzialmen-te analogo a quello in cui si pensa siformino le galassie supergiganti al centrodegli ammassi. La differenza sta nel fattoche nel nucleo delle galassie l'oggettosupermassiccio può essere un buco nero,una regione spaziotemporale in cui icampi gravitazionali sono così intensiche la materia risulta letteralmente di-strutta. Dentro a un buco nero le stelle,gli atomi e perfino le particelle nuclearisono separate da forze gravitazionalienormi. E stato proposto che nel centrodi galassie attive possa trovarsi un buconero di massa pari a 100 milioni di massesolari. Un simile buco nero cresce al rit -mo di una massa solare all'anno cattu-rando la materia circostante.

A possibile conferma di questa audaceipotesi, studi recenti di M87, la galassiacol getto, hanno mostrato che sia la lu-minosità ottica della galassia che la velo-cità delle stelle in essa aumentano rapi-damente avvicinandosi al centro. Le os-servazioni indicano che nel nucleo dellagalassia è presente un oggetto compatto,forse un buco nero, di massa pari a cin-que miliardi di masse solari.

Dato che la materia catturata da unbuco nero non può sfuggire via, un

buco nero non sembra particolarmenteutile per spiegare un'esplosione. La rispo-sta a questa obiezione può stare nella resi-stenza alla compressione opposta dallamateria. Mentre la materia cade a spiraleverso il buco nero i campi magnetici che laaccompagnano saranno distorti e amplifi-cati. Pertanto la produzione di energiache ne consegue potrebbe generare l'atti-

vità esplosiva osservata. Esempi di pro-cessi analoghi su scala minore sono osser-vabili nella nostra galassia. Nella costella-zione del Cigno c'è un sistema binario cheemette raggi X, noto come Cyg X-1, costi-tuito probabilmente da un buco nero dipoche masse solari in orbita ravvicinataattorno a una stella gigante. La materiapassa dall'inviluppo esterno della stellaalla regione di intenso campo gravitazio-nale attorno al buco nero; l'energia gravi-tazionale alimenta la generazione di onded'urto turbolente e di riscaldamento vi-scoso. A seguito di ciò si osserva una sor-gente X con rapide fluttuazioni e una ra-diosorgente variabile.

Volgiamoci ora agli ammassi e aglischemi più ampi. La gerarchia dell'uni-verso costituita da aggregati sempre piùgrandi termina con gli ammassi o si esten-de a un livello superiore, e poi a un altroancora, e così via? La possibilità che esi-stano associazioni fisiche di ammassi digalassie a formare superammassi non èconvincente come quella per gli ammassi,ma sembra acquistare valore. De Vaucou-leurs ha fatto notare che la distribuzione el'orientazione delle galassie in una regio-ne di circa 100 milioni di anni luce attornoal gruppo locale sembra indicare l'esi-stenza di un superammasso locale checomprende il gruppo locale, l'ammasso inVirgo e un centinaio di altri gruppi digalassie. Analisi del catalogo di ammassi

di Abell hanno rivelato altri esempi stati-sticamente significativi di superammassicon diametri di centinaia di milioni di anniluce. Osservazioni X hanno fornito recen-temente indicazioni a favore dell'esisten-za di superammassi. Ricercatori che stu-diano i dati provenienti dal satellite Uhu-ru hanno identificato in varie direzioni delcielo emissioni di raggi X che rivelanoalmeno sei ammassi di galassie ricchi.L'interpretazione più ragionevole dellaloro analisi prevede che la emissione Xprovenga da un gas caldo diffuso che av-volgerebbe gli ammassi. La massa del gasad alta temperatura potrebbe essere suf-ficiente per legare gravitazionalmente gliammassi in un solo sistema, formandouna base fisica a favore dell'esistenza diquesto gradino ulteriore nella gerarchia.

Per finire, non si può non parlare del

ruolo che gli ammassi di galassiehanno nella determinazione del destinodell'universo. Tale destino è determinatoessenzialmente dalla quantità di massaracchiusa nell'universo. Se la densità dimassa supera un certo valore critico, l'e-spansione dell'universo iniziata col «bigbang» non continuerà per sempre, ma ral-lenterà e l'universo finirà per collassare.Un'altra possibilità di universo «chiuso»prevede un ciclo senza fine di espansioni,collassi e nuove espansioni. D'altra parte,se la densità di massa è troppo bassa, l'u-

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La più potente radiosorgente conosciuta è una galassia ellittica giganteal centro di un ammasso ricco nella costellazione Cygnus. La sorgente,chiamata Cygnus A, è la macchia sfumata che appare poco a sinistra delcentro di questa fotografia ottenuta col telescopio Hale da cinque metri.Inizialmente la stessa immagine della galassia a forma di farfalla fu

interpretata come una collisione tra due galassie, poiché si pensava chesolo un simile cataclisma potesse spiegare l'intensa emissione radio del-l'oggetto. Oggi si pensa che la biforcazione nell'immagine sia dovutaalla polvere, la quale oscurerebbe gran parte della galassia, dato chel'oggetto non è luminoso in ottico come molte galassie ellittiche vicine.

La mappa radio di Cygnus A rivela che l'emissione radio è concentratain due lobi che si estendono per circa 500 000 anni luce su ogni latodella galassia. Le curve di intensità radio nella mappa indicano che la

materia elettricamente carica è stata espulsa violentemente dalla galas-sia e si muove verso l'esterno ad alta velocità. Cygnus A è pure sorgentedi raggi X. La mappa radio fu ottenuta al Mullard Radio Observatory.

niverso si espanderà per sempre; sarà«aperto». Le stime odierne indicano chela densità della materia nell'universo èminore della densità critica di un fattore10 o più, indicando così che l'universo siespanderà effettivamente per sempre.

Molte considerazioni basate su osserva-zioni recenti condotte in raggi X, in radioe nell'ottico indicano che la massa dellegalassie negli ammassi ricchi è circa 10volte maggiore di quella stimata prece-dentemente. Se questo è vero per tutte le

galassie in generale, e ci sono sempre piùindicazioni in questo senso, la densità dimassa dell'universo dovuta alle galassiesupererebbe di 10 volte i valori stimati inprecedenza e l'universo potrebbe essere«chiuso».

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