Galassie/Altri tipi di classificazione

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Galassie

Galassia attiva

Una galassia attiva è una galassia dove una frazione significativa dell'energia viene emessa da oggetti diversi dai normali componenti di una galassia: stelle, polveri e gas interstellare. Questa energia, a seconda del tipo di galassia attiva, può essere emessa lungo quasi tutto lo spettro elettromagnetico, come infrarossi, onde radio, UV, raggi X o raggi gamma.

Spesso viene usata l'abbreviazione AGN (active galactic nuclei, nuclei galattici attivi), perché tutte le galassie attive sembrano essere alimentate da una regione compatta posta al loro centro. Alcune di queste regioni emettono getti di materia che possono essere molto lunghi, trasportando energia verso strutture estese (come nelle radiogalassie). Ma in tutti i casi è il nucleo, il cosiddetto motore centrale, ad essere la fonte di energia. Il modello standard è che l'energia è generata da materia che cade in un buco nero supermassiccio che ha una massa compresa tra 1 milione e 1 miliardo di volte quella del Sole. Quando la materia cade verso il buco nero, il suo momento angolare la costringe a formare un disco di accrescimento attorno al buco nero. La frizione riscalda la materia e ne cambia lo stato in plasma, e questo materiale carico in movimento produce un forte campo magnetico. Il materiale che si muove dentro questo campo magnetico produce grandi quantità sia di radiazione di sincrotrone che di radiazione termica sotto forma di raggi X. Infatti la temperatura vicino al buco nero è di milioni e forse di miliardi di gradi, in quest'ultimo caso migliaia di volte più calde del centro del Sole. Spesso, vengono osservati getti che si originano dal disco di accrescimento, anche se il meccanismo che porta alla formazione di questi getti è poco compreso. Tutto questo processo, alimentato dalla gravità del buco nero, è molto efficiente nel trasformare la materia in energia: quasi il 50% della materia in caduta può essere convertito in energia, contro i pochi punti percentuali della fusione nucleare che alimenta le stelle, e i decimi dell'uno per cento della fissione nucleare dei reattori nucleari contemporanei.

Si pensa che quando il buco nero ha inglobato tutto il gas e la polvere nelle sue vicinanze, semplicemente il nucleo smette di emettere grandi quantità di radiazione e la galassia diventa "normale". Questo modello è supportato da osservazioni che suggeriscono la presenza di un buco nero supermassiccio ma tranquillo nel centro della Via Lattea e di molte altre galassie, e spiega facilmente come mai i quasar erano molto più comuni nelle prime ere dell'Universo, quando era disponibile più "carburante".

Questo modello inoltre spiega i differenti tipi di nuclei galattici attivi, che si pensa siano tutti simili tra loro, ma che possono apparire in modo molto diverso a seconda dell'angolo da cui sono visti, e dall'ammontare di materia che cade nel buco nero. Un corollario di questo modello è che una galassia una volta attiva, ma ormai normale dopo aver esaurito la materia attorno al buco nero (come sembra essere la nostra Via Lattea), possa un giorno "riaccendersi" se nuova materia arriva nei pressi del nucleo.

Galassia di Seyfert

Nel 1943 Carl Seyfert completò uno studio su un campione di sei galassie selezionate dal catalogo dell’Osservatorio di Monte Wilson. Paragonate alle normali galassie, tali oggetti presentavano alcune peculiarità; sebbene la maggioranza di esse fossero spirali, le loro regioni centrali mostravano una luminosità ben più elevata del normale e righe larghe in emissione, cosa inusuale per le galassie. Per questo furono considerate fin da subito una classe a parte di oggetti, aventi in comune il nucleo semistellare e le righe di emissione. Una survey effettuata da B. E. Markarian (1963) [2] portò alla scoperta di molte altre galassie di Seyfert, e ad un nuovo sistema di classificazione, basato esclusivamente sulla presenza o meno delle righe di emissione. La galassia di Seyfert NGC 7742.

Nel 1974 esse furono suddivise in due classi distinte, dette Seyfert-1 e Seyfert-2. Nelle galassie Seyfert-1 si osservavano due tipi di righe: permesse e proibite. Le prime erano molto larghe, con larghezza a metà altezza (FWHM) corrispondente a velocità fra 1000 e 10000 km/s. Le righe proibite invece erano più strette, e la loro velocità corrispondente era al massimo 1000 km/s. Nelle Seyfert-2, invece, le righe proibite e quelle permesse mostravano proprietà simili, con velocità tutte nell’ordine di 1000 km/s. In generale righe con caratteristiche simili si originano nella stessa zona della galassia, di conseguenza si pensò che nelle Seyfert-2 entrambi i tipi di righe avessero origine nella stessa regione del nucleo, mentre nelle Seyfert-1 righe proibite e permesse si formassero in due zone diverse della galassia.

Galassia spirale di Seyfert di tipo 2 nel Compasso

La presenza di righe molto larghe fece supporre l’esistenza di una regione che divenne poi nota come Broad Line Region (BLR), ovvero Regione delle righe larghe; attualmente si pensa che la fotoionizzazione nelle nubi della BLR sia dovuta ad un disco di accrescimento molto caldo attorno alla sorgente centrale, situato a circa 1 Pc di distanza dal nucleo. Le righe più strette provengono invece dalla regione nota come Narrow Line Region (NLR), o Regione delle righe strette, posta a distanza maggiore dal centro. Lo sviluppo della spettroscopia mostrò che anche alcune delle righe permesse hanno due componenti; esse sono infatti formate da una parte centrale stretta ed intensa sovrapposta ad ali larghe ma molto più deboli. Per tenere conto di questo, la classificazione fu estesa a classi intermedie di Seyfert, come Seyfert-1.5, 1.8 e 1.9. Questo nuovo schema implicava che le galassie di tipo 2 non avessero la BLR, ma in seguito fu dimostrato che almeno in alcune di esse tale regione era presente, sebbene fosse visibile solo in luce polarizzata. Galassia spirale di Seyfert di tipo 2 nel Compasso

Questa scoperta fondamentale fu determinante per la formulazione di un modello unificato. Di fatto nelle Seyfert-2 la BLR è oscurata da polveri concentrate in una regione sufficientemente piccola per far sì che la NLR resti visibile. Una struttura geometrica che corrisponde bene a questa ipotesi è quella di un toro che circonda il nucleo. Le differenze fra le diverse classi di Seyfert sono probabilmente dovute ad un semplice effetto di proiezione. In generale le Seyfert sono considerate una classe intermedia di nuclei galattici attivi, e costituiscono una piccola percentuale delle galassie. La loro luminosità varia da 5 × 1012 L_\odot per quelle più brillanti, con energie paragonabili a quelle dei quasar (1044 erg s−1), mentre quelle più deboli, con luminosità pari a 1011 L_\odot, si confondono con la classe dei LINER (Low Ionization Emission Line Region). Per distinguere le galassie di Seyfert dai LINER si utilizzano i diagrammi diagnostici proposti da Veilleux & Osterbrock (1987) [3]. Le Seyfert tendono a concentrarsi nei primi tipi morfologici, Sa ed Sb, mentre più raramente sono Sc. Le Seyfert ellittiche sembrano essere poco frequenti.

Si ipotizza che la sorgente energetica centrale di tutti i tipi di AGN, incluse ovviamente le Seyfert, sia un buco nero supermassiccio, tuttavia le prove della sua esistenza sono esclusivamente indirette: ad esempio la presenza di getti relativistici con un asse stabile, di uno spettro ad alta energia e di una grande luminosità. L’energia rilasciata dal disco di accrescimento del buco nero infatti si allontana sotto forma di getti di materia e di fotoni. In prima approssimazione, l’andamento dello spettro è a legge di potenza con esponente compreso fra 0 e 1, ed è dato da radiazione di sincrotrone e processo auto-Compton. L’intensità del continuo in emissione presenta una crescita dalle lunghezze d’onda più corte (banda X) verso l’ottico, per arrivare ad un picco attorno a 100 μm, e decrescere velocemente nel radio, dove l’emissione è 10³ - 104 volte più bassa che nelle galassie radio-brillanti. Infatti le Seyfert sono classificate come radio-quiete.

Quasar e blazar

Un quasar (contrazione di quasi-stellar radio source, radiosorgente quasi stellare) è un oggetto astronomico che somiglia ad una stella in un telescopio ottico (cioè è una sorgente puntiforme), e che mostra un grande spostamento verso il rosso (redshift) del suo spettro. Il consenso generale è che questo grande redshift sia di origine cosmologica, cioè il risultato della legge di Hubble. Questo implica che i quasar siano oggetti molto distanti e che debbano emettere più energia di dozzine di normali galassie. Infatti, i quasar sono considerati gli oggetti più luminosi dell'Universo osservabile, una loro caratteristica è di emettere la stessa quantità di radiazione in quasi tutto lo spettro elettromagnetico, dalle onde radio ai raggi X e gamma.

Alcuni quasar mostrano rapidi cambiamenti della loro luminosità, il che implica che sono molto piccoli (un oggetto non può cambiare luminosità più velocemente del tempo che la luce impiega ad attraversarlo). Se l'interpretazione cosmologica è giusta, l'enorme luminosità e le brusche fiammate di un quasar sono totalmente inimmaginabili per la mente umana: un quasar medio può incenerire l'intero pianeta Terra da numerosi anni luce di distanza ed emettere tanta energia in un secondo quanta il Sole ne emette in centomila anni.

Un blazar è un sorgente altamente energetica variabile e molto compatta associata a un buco nero supermassiccio che si trova al centro della galassia ospite. Sono tra i più violenti fenomeni nell'universo e sono un importante argomento dell'astronomia extragalattica.

I blazar fanno parte di un grande gruppo di galassie attive, dette anche Nuclei Galattici Attivi (AGN, in inglese). Tuttavia, i blazar non sono un gruppo omogeneo e si possono dividere in due tipi: i quasar altamente variabili, qualche volta chiamati quasar ottici violentemente variabili (OVV), che sono solo una piccola porzione tra tutti i quasar, e gli oggetti del tipo BL Lacertae. Alcuni oggetti rari possono essere considerati “blazar intermedi”, i quali sembrano avere sia proprietà degli OVV che proprietà dei BL Lacertae. Il nome “blazar” è stato coniato nel 1978 dall'astronomo Ed Spiegel per indicare la combinazione di queste due classi di oggetti.

Radiogalassia

Le radiogalassie sono galassie caratterizzate da un'emissione di onde radio molto intense (circa 100 volte rispetto a quelle normali). Si pensa che all'interno di queste vi siano potentissime esplosioni per due possibili motivi:

1. sono galassie in formazione; 2. vi sono buchi neri all'interno.

La prima radiogalassia, che fu chiamata Cygnus A, venne scoperta negli anni trenta (1934) all'interno della costellazione del Cigno da Baade e Minkowski : essa emette onde radio in questa banda spettrale un milione di volte più intensamente della nostra galassia, la Via Lattea. Con lo sviluppo dei radiotelescopi e poi dei radiointerferometri, si sono potute identificare altre forti radiosorgenti; come ad esempio M82, M87 e Centaurus A.

Si è successivamente scoperta la presenza, mediante analisi ad alta risoluzione, di una sorgente radio compatta, coincidente con il nucleo della galassia. Oltre alle radiogalassie estese, esistono anche radiosorgenti compatte, nelle quali cioè l'emissione radio è limitata al nucleo della galassia, in una regione estesa all'incirca di un anno luce. Le controparti ottiche di questo tipo di radiosorgenti sono i quasar.

Nel caso di radiosorgenti estese, è possibile determinare l'età dei radiolobi a partire dalla velocità stimata di emissione del gas dal nucleo e dall'estensione dei lobi stessi. Di solito essa risulta compresa tra 1 e 100 milioni di anni luce. L'emissione di una radiogalassia in genere non dura molto a lungo, a meno che gli elettroni non vengano continuamente rimpiazzati; è perciò ipotizzabile che la fase durante la quale la radiogalassia si manifesta come tale non sia che una frazione della vita della galassia stessa.

Galassia nana

Una galassia nana è una galassia composta da alcuni miliardi di stelle, poche se confrontate con le circa 200/400 miliardi di stelle della Via Lattea, la nostra galassia. La Grande Nube di Magellano, con oltre 30 miliardi di stelle, è a volte classificata come galassia nana.

Il suo nome è dovuto al prefisso d (Dwarf, in lingua inglese "nano") che precede la categoria della galassia.

Le galassie nane orbitano normalmente intorno a galassie molto più grandi ed, essendo oggetti non molto luminosi, sono note le galassie nane del gruppo locale, l'ammasso di galassie di cui fanno parte la Via Lattea, la Galassia di Andromeda e la Galassia del Triangolo. La Via Lattea possiede 14 galassie nane conosciute in orbita attorno ad essa.

Galassia nana ellittica

Una galassia ellittica nana è una galassia ellittica molto piccola, classificata come dE. Questo tipo di galassia è piuttosto comune, e sono in genere compagne di altre galassie più grandi. Per esempio, la Galassia di Andromeda ha due compagne ellittiche nane ben visibili in ogni foto della galassia.

Galassia nana irregolare

La Grande Nube vista col telescopio spaziale Spitzer nell'infrarosso; le sezioni a destra si riferiscono alla nebulosa Heinze 206, in cui è attiva la formazione stellare.

Per galassia nana irregolare si intende una galassia di piccole dimensioni ma simile ad una galassia irregolare.

Sono nane irregolari la Grande e la Piccola Nube di Magellano.

Galassia nana sferoidale

In astronomia, galassia nana sferoidale (abbreviato in dSph dal termine inglese) è il nome dato ad una tipologia di galassie molto piccole e scarsamente luminose, a volte più deboli di una singola stella di grande massa. Sono una scoperta relativamente recente, perché la loro bassissima luminosità superficiale le rende quasi indistinguibili dal fondo cielo.

Si conoscono poche nane sferoidali, nove attorno alla Via Lattea e alcune altre compagne di M31. È praticamente impossibile osservarne di più distanti, perché sono troppo poco luminose.

Galassia nana ultra-compatta

Nana ultra-compatta (UCD o Ultra-Compact Dwarf) è una nuova tipologia di galassia scoperta da 8 astrofisici e pubblicata la notizia su Nature il 29 maggio 2003.

Sono state individuate nell'Ammasso della Fornace a 60 milioni di anni luce. La loro dimensione varia tra i 100 e 200 anni luce.

Galassia peculiare

Una galassia peculiare è una galassia che presenta una forma insolita, una dimensione eccezionale o una composizione diversa dalle altre galassie. Normalmente una galassia peculiare è il risultato di un fenomeno di interazione o forze mareali di altre galassie. Può contenere una quantità insolita di polvere interstellare e gas, e possedere una luminosità superficiale più o meno alta rispetto alle galassie o getti dipolari. Le galassie peculiari sono indicate con la sigla "pec" o la lettera "p" nei vari cataloghi di galassie.

Galassia ad anello

Una Galassia ad anello è una galassia con un aspetto simile ad un anello; questo è formato da stelle blu relativamente giovani e massicce, estremamente brillanti. La regione centrale contiene invece relativamente meno materia luminosa. Gli astronomi credono che queste galassie ad anello si siano formate quando una galassia più piccola passa attraverso il centro di una galassia più grande. Poiché lo spazio interstellare all'interno di una galassia è relativamente grande, le reali collisioni tra stelle sono eventi abbastanza rari. Tuttavia il disgregamento gravitazionale causato da eventi simili potrebbe causare un'onda di formazione stellare che si diffonde attraverso l'intera galassia maggiore.

L'esempio più noto di galassia ad anello è dato dall'Oggetto di Hoag, scoperto da Art Hoag nel 1950.

Galassia ad anello polare

Una galassia ad anello polare è un tipo di galassia in cui un anello esterno di gas e stelle ruota all'esterno dei poli della galassia. Si pensa che questi anelli polari si formino quando due galassie interagiscono gravitazionalmente l'una con l'altra. Una possibilità è che del materiale venga strappato via dalla marea di una galassia vicina e vada a formare l'anello polare osservato in questo tipo di galassie. L'altra possibilità è che una galassia più piccola collida in senso ortogonale col piano di rotazione di una galassia più grande, e la struttura ad anello verrà formata proprio dalle stelle che facevano parte della galassia minore.

Le prime quattro galassie che furono identificate come galassie ad anello polare furono NGC 2685, NGC 4650A, A 0136 -0801, e ESO 415 -G26. Mentre queste galassie venivano studiate approfonditamente, molte altre galassie ad anello polare sono state nel frattempo identificate. Gli anelli polari si possono trovare su circa lo 0,5% delle galassie lenticolari più vicine, ed è probabile che il 5% delle galassie lenticolari potrebbero aver avuto anelli polari ad un certo periodo della loro esistenza.

Galassia starburst

Una galassia starburst (o galassia dello starburst) è una galassia in cui il processo di formazione stellare è eccezionalmente violento, se comparato al normale tasso di formazione nella gran parte delle galassie. Le galassie mostrano un picco nella formazione di nuove stelle specialmente dopo una collisione o un incontro ravvicinato con altre galassie. Questo tasso di formazione stellare è talmente elevato per una galassia che ne va incontro, che, se il tasso è sostenuto, le sue riserve di gas si esauriranno molto più in fretta rispetto a quella che è la normale scala evolutiva della galassia ospitante; per questa ragione, si pensa che i fenomeni di starburst siano temporanei. Galassie starburst molto note sono M82, le Galassie Antenne e IC 10.

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