Guida alle costellazioni/Oggetti del profondo cielo

Guida alle costellazioni

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Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Ammassi aperti

Un ammasso aperto è un gruppo di stelle nate insieme da una nube molecolare gigante e ancora unite dalla reciproca attrazione gravitazionale. Sono anche chiamati ammassi galattici, poiché si trovano solo all'interno del disco galattico. Si distinguono dagli ammassi globulari per il minor numero di stelle, un'attrazione gravitazionale meno forte e per il fatto che questi ultimi giacciono esternamente al piano galattico.

La formazione di un ammasso aperto inizia col collasso di una parte di una nube molecolare gigante, una nube fredda e densa di gas contenente diverse migliaia di volte la massa del Sole; una nube può collassare e formare così un ammasso aperto a causa di diversi fattori, fra i quali le onde d'urto derivanti dall'esplosione di una vicina supernova. Una volta che la nube inizia a collassare, la formazione stellare procede tramite diverse frammentazioni della nube stessa in tanti piccoli bozzoli, processo questo che può durare alcune migliaia di anni. Nella Via Lattea, il tasso di formazione degli ammassi aperti si stima che sia attorno ad uno ogni poche migliaia di anni.

Una volta iniziata la formazione dell'ammasso, le stelle più calde e massicce (stelle di classe spettrale O e B, raggruppate in un'associazione OB) emettono una gran quantità di radiazione ultravioletta, la quale ionizza rapidamente il gas circostante della nube molecolare gigante, formando una regione H II. Il vento stellare delle stelle massicce e la pressione di radiazione inizia a spingere via il gas non collassato; dopo alcuni milioni di anni, il nuovo ammasso sperimenta la prima esplosione di supernova, che contribuisce a espellere il gas residuo dal sistema. Di solito, meno del 10% del gas originario della nube collassa per formare le stelle dell'ammasso, prima di essere espulso.

Di solito le associazioni OB prendono il nome dalla costellazione in cui si trovano; la tipica designazione di un'associazione OB è il caso nominativo latino del nome della costellazione + OB + un numero. Lo studio delle associazioni OB è importante per capire i processi di formazione stellare che hanno luogo nelle regioni della Via Lattea e in altre galassie.

Poiché gli ammassi aperti tendono a disperdersi prima che la gran parte delle loro componenti terminino il loro ciclo vitale, la luce irradiata dalle stelle degli ammassi proviene da calde e giovani stelle blu, che sono le più massicce e possiedono un ciclo vitale di poche decine di milioni di anni. Gli ammassi più vecchi contengono invece molte stelle gialle. Alcuni di essi contengono delle stelle blu e calde che sembrano essere più giovani di quelle del resto dell'ammasso; queste cosiddette vagabonde blu si osservano anche negli ammassi globulari, dove si crede che siano il frutto di collisioni fra due stelle, formandone così una più massiccia e più calda. Tuttavia, negli ammassi aperti la densità è estremamente più bassa che in quelli globulari e la teoria della collisione fra stelle non è in grado di spiegare una così grande presenza di vagabonde blu. Si crede in questo caso che molte di queste si originino quando le interazioni dinamiche con altre stelle fanno sì che queste si leghino a formare un sistema stellare, che successivamente collassa in una stella singola.

Molti ammassi aperti sono instabili, con una massa sufficientemente piccola da far sì che la velocità di fuga del sistema sia più bassa della velocità media delle stelle che lo formano; questi ammassi tendono a disperdersi rapidamente, entro pochi milioni di anni.

In molti casi, l'espulsione del gas da cui l'ammasso si è formato ad opera della pressione di radiazione delle giovani stelle calde riduce la massa dell'ammasso a sufficienza da permettere una veloce disgregazione dello stesso. Gli ammassi che invece hanno una massa sufficiente per restare integri possono restare tali anche per diverse decine di milioni di anni dopo che i residui nebulosi sono stati spazzati via, sebbene alla lunga tenderanno a disperdersi anch'essi per varie cause, inclusi gli incontri ravvicinati fra due stelle: durante questi incontri, la velocità di una di esse può aumentare oltre la velocità di fuga dell'ammasso, causandone l'espulsione dal sistema.

Alla lunga questo processo porterà alla progressiva dissoluzione dell'ammasso. Dopo che un ammasso non è più legato gravitazionalmente, molte delle sue componenti stellari si saranno già separate, muovendosi in una direzione comune; l'ammasso si sarà trasformato in una associazione stellare. Molte delle stelle più luminose del Grande Carro sono membri di un antico ammasso aperto che ora si è disperso, assumendo l'aspetto e le caratteristiche di un'associazione stellare, ora nota come Associazione dell'Orsa Maggiore. Alla fine, la leggera differenza fra le velocità relative delle stelle le porterà a disperdersi nella galassia. Un ammasso più grande è noto invece come corrente stellare.

La distanza degli ammassi aperti più vicini può essere misurata direttamente con due metodi: il primo è quello della parallasse (il piccolo cambiamento della posizione apparente nel corso di un anno causato dal movimento della Terra da un lato all'altro della sua orbita attorno al Sole), che consente di misurare la distanza delle stelle dell'ammasso come se fossero una qualunque altra stella; ammassi come le Pleiadi, le Iadi e pochi altri compresi entro un raggio di 500 anni luce da noi sono sufficientemente vicini da poter consentire lo sfruttamento di questo metodo. Il satellite Hipparcos ha fornito delle misure accurate per alcuni ammassi tramite la parallasse.

Il secondo metodo diretto è quello chiamato metodo degli ammassi in movimento; si basa sul fatto che le stelle di un ammasso possiedono un moto proprio comune attraverso lo spazio. Le misure del moto proprio dei membri di un ammasso e la determinazione del loro moto apparente nel cielo rivela il loro punto di fuga; la velocità radiale degli stessi può essere determinata tramite la misurazione dell'effetto Doppler del loro spettro elettromagnetico, e una volta note velocità, moto proprio e distanza angolare dall'ammasso al punto di fuga, tramite la trigonometria si può ottenere la distanza dell'ammasso.

Una volta stabilite le distanze degli ammassi più vicini, queste prime tecniche possono essere estese per calcolare la scala delle distanze di ammassi più lontani. Incrociando la sequenza principale sul diagramma HR per un ammasso ad una distanza nota con quella di un altro ammasso più lontano, si può stimare la distanza di quest'ultimo ammasso. Una conoscenza accurata della distanza degli ammassi aperti è fondamentale anche per calibrare la relazione di periodo di luminosità delle stelle variabili come le Cefeidi o le variabili RR Lyrae, utilizzate come candele standard; queste stelle luminose possono essere individuate a grandi distanze e sono utilizzate per determinare le scale di distanza delle galassie del Gruppo Locale.

Nella Via Lattea sono noti circa un migliaio di ammassi aperti, ma il loro numero reale potrebbe essere fino a dieci volte maggiore. Nelle galassie a spirale gli ammassi aperti si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale, dove la densità dei gas è maggiore e sono pertanto attivi processi di formazione stellare, e molti di essi si disperdono prima che abbiano avuto il tempo di compiere un'orbita attorno al centro galattico, la quale può richiedere anche centinaia di milioni di anni. Gli ammassi aperti si concentrano sul piano galattico, con una scala di ampiezza molto ridotta se paragonata al diametro dell'intera galassia, che si aggira attorno ai 100.000 anni luce.

Ammassi globulari

Un ammasso globulare è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono fortemente condizionati dalla loro forza di gravità, che conferisce loro un aspetto sferico e un'elevata densità stellare nel loro centro. Sebbene sia evidente che gli ammassi globulari contengono alcune delle stelle più antiche della Galassia, la loro origine e il loro ruolo nell'evoluzione galattica è ancora poco noto. Sembra chiaro che gli ammassi globulari siano nettamente differenti dalle galassie nane ellittiche e che si siano formati assieme alle stelle della galassia madre piuttosto che come oggetti separati. Tuttavia recenti teorie suggeriscono che gli ammassi globulari e le nane sferoidali potrebbero non essere due classi di oggetti nettamente distinte. A differenza degli ammassi aperti, la maggior parte degli ammassi globulari restano uniti gravitazionalmente per periodi che si estendono alla vita media della maggior parte delle stelle di cui sono formati, a meno che non vi siano intense interazioni mareali con oggetti di grande massa che ne disperdono le stelle.

La formazione di un ammasso globulare resta un fenomeno piuttosto misterioso. Gli studiosi non sono sicuri se le stelle si sono formate in una singola generazione, o si estendono per diverse generazioni in periodi di diverse centinaia di milioni di anni. Questo periodo di formazione stellare è tuttavia relativamente breve se paragonato all'età di molti ammassi. Le osservazioni mostrano che la formazione delle stelle degli ammassi globulari avviene innanzitutto in regioni dove questo fenomeno è molto elevato e dove il mezzo interstellare ha una densità maggiore rispetto alle regioni normali di formazione stellare. La formazione dei globulari avviene principalmente nelle regioni dette starburst e nelle galassie interagenti. Dopo la loro formazione, le stelle di un ammasso globulare iniziano a interagire gravitazionalmente fra di loro.

La maggior parte dei globulari all'interno della Via Lattea diminuisce costantemente di luminosità man mano che la distanza decresce fino a una certa distanza dal nucleo, dove scende a zero. Tipicamente questa distanza varia da 1 a 2 parsec. Tuttavia, circa il 20% degli ammassi conosciuti hanno subito un processo chiamato "collasso del nucleo": in questi casi la luminosità continua a decrescere gradualmente anche lungo la regione del nucleo. Si pensa che questo processo accada quando le stelle più massicce incontrano altre stelle più piccole. La conseguenza di questi incontri è che le stelle più grandi tendono a perdere la loro energia cinetica e iniziano a dirigersi verso il nucleo; dopo un lungo periodo di tempo si ha una massiccia concentrazione di stelle vicino al nucleo, fenomeno chiamato segregazione di massa.

I differenti stadi del collasso possono essere in tre fasi: durante la fase giovanile dell'ammasso, il processo di collasso inizia con le stelle nei pressi del nucleo, sebbene le interazioni tra le stelle doppie impediscano nuovi collassi con l'avanzare dell'età. Infine le stelle doppie del centro vengono sciolte dal loro legame o espulse, causando una concentrazione ancora più stretta nel nucleo dell'ammasso. Uno studio condotto dal Dr. J. Fregeau nel 2008 su 13 ammassi globulari della Via Lattea mostra che tre di questi posseggono al loro interno un insolitamente alto numero di sorgenti di raggi X, o anche binarie a raggi X, che suggeriscono che l'ammasso sia nella fase centrale della sua vita. In precedenza, quegli ammassi globulari erano stati classificati come molto antichi, a causa della loro stretta concentrazione di stelle nei loro centri (quest'ultimo è un altro modo per identificare le età degli ammassi globulari). Questo fatto implica che questi ammassi si trovano in una fase relativamente giovanile, e non in una fase adulta, come spiegato prima.

Gli ammassi globulari hanno una densità stellare molto alta, quindi le stelle interagiscono in modo significativo e a volte possono accadere delle mancate collisioni. A causa di questi fenomeni, negli ammassi globulari sono comuni tipi di stelle come le cosiddette vagabonde blu, le pulsar millisecondo e le stelle binarie a raggi X di piccola massa; le stelle vagabonde blu sono formate dalla fusione di due stelle, forse a causa di un incontro in un sistema binario, e hanno temperature maggiori rispetto alle stelle dell'ammasso che possiedono la stessa luminosità, quindi differiscono dalle stelle della sequenza principale. Quando un ammasso ha un incontro ravvicinato con un oggetto che possiede una massa elevata, come la regione del nucleo galattico, subisce una interazione gravitazionale o di marea. Questo effetto crea delle scie di stelle che possono estendersi a diversi gradi d'arco dall'ammasso e che precedono o seguono quest'ultimo nella sua orbita. Le scie possono contenere frazioni significative della massa originale dell'ammasso e possono formare delle strutture tipo nugolo.

L'ammasso Palomar 5, ad esempio, è vicino al punto perigalattico della sua orbita e flussi di stelle di estendono verso la parte anteriore e la parte posteriore del percorso orbitale, raggiungendo distanze di 13.000 anni luce dall'ammasso. Queste interazioni hanno strappato via da questo ammasso molta massa, e si pensa che future interazioni potrebbero trasformarlo in una lunga scia di stelle che orbitano nell'alone galattico.

Infatti questi fenomeni aumentano il tasso di evaporazione, riducendo la dimensione degli ammassi, non solo strappando via le stelle esterne, ma accelerando il processo di collasso del nucleo. Lo stesso meccanismo potrebbe essere in atto nelle galassie nane sferoidali come la Nana del Sagittario, che appare in via di disgregazione a causa della sua vicinanza alla Via Lattea.

Dalla prospettiva del Sistema Solare gli ammassi globulari sono distribuiti lungo il piano galattico, concentrandosi, con pochissime eccezioni, solo in prossimità del centro galattico, in particolare in quell'area di cielo compresa tra le costellazioni di Ofiuco, Scorpione e Sagittario. Se ne conoscono 158 attorno alla Via Lattea, con forse altri 10-20 da scoprire situati in direzione opposta al nucleo rispetto a noi e che non sono ancora stati osservati per via del forte oscuramento da parte delle polveri oscure della Via Lattea. Pare che le galassie più grandi possano averne un numero nettamente superiore (la Galassia di Andromeda potrebbe averne fino a 500). Alcune galassie ellittiche giganti (come M87) ne contano fino a 13.000. Questi oggetti sono considerati parte dell'alone delle galassie, orbitando attorno ai centri di queste a distanze fino a 131.000 anni luce. Ogni galassia del Gruppo Locale con massa sufficientemente grande ha associato un suo gruppo di ammassi globulari, mentre ogni grande galassia possiede un sistema esteso di questi oggetti.

La Galassia Nana Ellittica del Sagittario è in via di collisione con la Via Lattea, processo che la sta portando a donare così alla nostra Galassia i suoi ammassi globulari associati (come Palomar 12). Ciò dimostra come molti degli ammassi globulari associati alla nostra e alle altre galassie possano essere appartenuti ad altre galassie “fagocitate”.

Nebulose

Una nebulosa diffusa è una nube interstellare di polveri, idrogeno, elio e altri gas ionizzati. Molte nebulose o stelle si formano dal collasso gravitazionale del gas del mezzo interstellare (ISM). Nel momento in cui la materia collassa sotto il suo stesso peso si possono originare delle stelle massicce, la cui radiazione ultravioletta ionizza il gas circostante rendendolo osservabile alle lunghezze d'onda della luce visibile.

Le nebulose diffuse sono classificate in tre gruppi maggiori: le regioni H II (nebulose a emissione), le nebulose a riflessione e i resti di supernova.

Regioni H II

Una regione H II è una nebulosa a emissione composta da idrogeno ionizzato (H II) associata a stelle giovani, blu e calde, in cui pertanto ha di recente avuto luogo la formazione stellare. Il precursore di una regione H II è una nube molecolare gigante (GMC), una nube densa e molto fredda composta soprattutto da idrogeno molecolare; essa può esistere in uno stato stabile per un lungo periodo di tempo, finché delle onde d'urto causate dall'esplosione di una supernova, dalla collisione fra nubi e dalle interazioni magnetiche fanno scattare dei fenomeni di collasso in diversi punti della nube. Quando ciò avviene, a seguito di un processo di collasso e frammentazione della nube originaria si formano le stelle.

Le giovani stelle più massicce diventano calde a sufficienza da essere in grado di ionizzare il gas circostante, il quale inizia a emettere luce propria; poco dopo la formazione di un campo di radiazione ionizzante, i fotoni creano un fronte di ionizzazione che fa disperdere il gas circostante a velocità supersoniche. A distanze via via maggiori dalla stella ionizzante il fronte di ionizzazione rallenta, mentre la pressione del nuovo gas ionizzato causa l'espansione del volume ionizzato. Il fronte di ionizzazione rallenta quindi fino a velocità subsoniche e viene superato dal fronte dell'onda d'urto causato dall'espansione della nube.

La vita media di una regione H II è di pochi milioni di anni. La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani possono far disperdere la gran parte del gas residuo; infatti, questo processo tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare stelle prima che il restante venga spazzato via. Un altro fenomeno che può contribuire alla dispersione del gas sono le esplosioni delle stelle più massicce appena formate come supernovae, che avvengono dopo appena 1-2 milioni di anni dalla formazione dell'ammasso.

Le regioni H II si rinvengono nelle galassie spirali come la nostra o nelle galassie irregolari, mentre mai si osservano nelle galassie ellittiche. Nelle galassie irregolari si possono trovare in tutte le aree della galassia, mentre nelle spirali si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale. Una grande galassia a spirale come la nostra può contenere migliaia di regioni H II. La ragione per cui questi oggetti non si rinvengono nelle galassie ellittiche, è che si crede che queste si siano formate a causa di fusioni fra galassie. Come le galassie collidono, le nubi molecolari giganti e le stesse regioni H II vengono fortemente perturbate. Durante queste collisioni si sviluppano fenomeni di formazione stellare giganteschi, talmente rapidi che la gran parte del gas viene convertito in stelle, a fronte del normale 10% o meno. Alcune delle regioni H II più luminose della Via Lattea sono visibili ad occhio nudo, come la famosa Nebulosa di Orione, la Nebulosa della Carena e la Nebulosa Laguna.

Nebulose a riflessione

NGC 1977 nella costellazione di Orione fa parte di un grande complesso nebuloso illuminato dalla stella 42 Orionis e altre stelle vicine. Nei densi globuli di questa nebulosa è attiva la formazione stellare.

Una nebulosa a riflessione è una nube di polvere interstellare (vedi più avanti) che riflette la luce di stelle vicine. Si forma quando le stelle (o la stella) vicine non sono calde abbastanza per causare la ionizzazione del gas, come nella nebulosa a emissione, ma sono abbastanza brillanti a dare sufficiente scattering e rendere visibile il gas. Perciò lo spettro mostrato dalle nebulose a riflessione è simile a quello delle stelle che le illuminano.

Le nebulose a riflessione sono solitamente blu perché lo scattering è più efficiente per la luce blu che per la rossa (è lo stesso processo di diffusione che ci dà cieli blu e tramonti rossi). Nebulose a riflessione e nebu-lose a emissione si trovano spesso insieme, qualche volta sono entrambe definite come nebulosa diffusa; un esempio di ciò è la Nebulosa di Orione, che comprende anche parti di nube a riflessione.

Esempi di nebulose a riflessione particolarmente appariscenti sono M78 nella costellazione di Orione e le piccole macchie nebulose che circondano le stelle delle Pleiadi.

Resti di supernova

Un resto di supernova (SNR) è il materiale lasciato dalla gigantesca esplosione di una supernova. Questo è circondato da un'onda d'urto in espansione e consiste del materiale espulso dalla esplosione e dal materiale interstellare accumulato lungo la sua espansione.

Una supernova può generarsi in due modi: una stella massiccia termina la sua riserva di combustibile cessando la sua attività di fusione nucleare e collassando sotto la sua stessa gravità per formare una stella di neutroni o un buco nero, oppure una nana bianca che accumula materiale da una stella compagna finché raggiunge una massa critica da provocare un 'esplosione termonucleare. In entrambi i casi, la risultante esplosione di supernova espelle gran parte o tutto il materiale stellare con velocità fino all' l% della velocità della luce, 3000 km/s; quando questo materiale collide col gas circum-stellare o col mezzo interstellare circostante si forma un'onda d'urto che può riscaldare il gas fino a temperature di 10 milioni di K, formando plasma. I resti di supernova in genere presentano una forma a involucro e molti filamenti di gas; l'onda d'urto originata dall'esplosione di una supernova può ripulire l'ambiente circostante, creando una superbolla in cui la densità del mezzo interstellare è molto bassa.

Un'esplosione di supernova può fornire l'onda d'urto necessaria per comprimere una nube molecolare gigante posta nelle vicinanze, creando un ambiente in cui può aver luogo la formazione stellare.

Esempi ben noti di resti di supernova sono M1 (la Nebulosa Granchio) nella costellazione del Toro, la Nebulosa Velo nel Cigno e la Nebulosa delle Vele, nell'omonima costellazione. Il giovane resto di supernova più studiato e più osservato è stato generato dalla SN 1987A, una supernova esplosa nella Grande Nube di Magellano che apparve nel 1987 (ed esplose circa 168.00 anni fa). Il resto di supernova più recente conosciuto nella Via Lattea è G1.9+0.3, scoperto nel centro galattico e divenuto visibile circa 140 anni fa.

Nebulose oscure

Una nebulosa non illuminata o che non emette luce è detta nebulosa oscura; la sua presenza viene rivelata dal fatto che maschera la luce delle stelle retrostanti, diventando quindi visibile come una “toppa” oscura nel campo stellare circostante.

Gran parte delle nebulose oscure sono composte da molecole di idrogeno o di altri elementi più pesanti, come i composti inorganici del carbonio (prevalentemente monossido di carbonio, CO). Si parla in questo caso di nubi molecolari o, qualora la loro massa sia notevole, di nubi molecolari giganti. Fra queste rientrano le cosiddette regioni H I, composte da idrogeno neutro monoatomico. Lo studio delle nubi molecolari e in particolare delle regioni H I è fondamentale perché è proprio al loro interno che si avviano i processi di formazione stellare. Lo studio delle emissioni alla lunghezza d’onda del CO ha inoltre permesso di definire con buona approssimazione la struttura della Via Lattea.

Il gas rarefatto che pervade lo spazio interstellare è chiamato mezzo interstellare; esso è composto per la quasi totalità da gas neutro, con tracce di elementi più pesanti e composti quali la grafite e i silicati (componenti la cosiddetta polvere interstellare).

Nebulose planetarie

Una nebulosa planetaria è un oggetto astronomico che appare generalmente come nebuloso e simile a un disco, quando visto a risoluzioni non molto elevate. A causa di questo aspetto, simile a quello dei pianeti, l'astronomo William Herschel coniò questo nome nel 1785, in quanto avevano un aspetto simile a quello di Urano, da lui recentemente scoperto. Le nebulose planetarie sono nebulose a emissione che costituiscono il prodotto delle ultime fasi della vita di una stella di massa medio-grande (si ipotizza da 0,8 a 4 volte quella del Sole). Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo a una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di vento stellare. Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 e 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento" che assorbe la radiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di luce visibile dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una nebulosità in espansione, la nebulosa protoplanetaria prima e nebulosa planetaria poi, al cui centro rimane il cosiddetto nucleo della nebulosa planetaria (PNN, dall'inglese Planetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.

Il resto della stella che ha prodotto la nebulosa è anche responsabile della produzione di energia che la fa risplendere: la radiazione ultravioletta prodotta dalla caldissima nana bianca eccita gli atomi della nebulosa, che tornano poi al loro stato di minima energia emettendo radiazione luminosa. A seconda della composizione chimica e della potenza della radiazione originatesi dalla nana bianca, la nebulosa può assumere colori diversi come il rosso, il verde e addirittura il blu. La grande maggioranza però si limita ad essere rossa, colore emesso da grandi quantità di idrogeno (l'elemento più comune nell'Universo), eccitato da una radiazione non troppo energetica.

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K, che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera. Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo. Anche il Sole, secondo le teorie correnti dell'evoluzione stellare, finirà la propria vita espellendo i propri strati esterni e formando una nebulosa planetaria. Cosa possa succedere ai pianeti ancora in orbita attorno alla stella non è ben chiaro, ma sicuramente non sarà un processo indolore. I pianeti interni (compresa la Terra) saranno comunque già stati distrutti durante la precedente fase di gigante rossa.

Le dimensioni tipiche di una nebulosa planetaria sono dell'anno luce, con una massa da 0,1 a 1 masse solari. La loro vita è molto breve su scala cosmica, solo qualche decina di migliaia di anni, dopodiché si disperdono negli spazi interstellari, rendendole non più osservabili. Per questo ne sono state scoperte finora molto poche (circa 2.000), ma si stima che ne esistano circa 10.000 nella galassia, in quanto la gran parte sono nascoste dalle polveri interstellari.

Le nebulose planetarie hanno un ruolo importante nell'evoluzione stellare, in quanto la materia che le costituisce arricchisce il mezzo interstellare di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, aumentandone la metallicità e rendendo possibile la formazione di stelle di popolazione I, ossia stelle con un contenuto medio di metalli, quelle che si generano attualmente nei bracci di spirale delle galassie.

Un esempio di nebulosa planetaria è la Nebulosa Elica visibile nella costellazione dell'Acquario; essa è anche la nebulosa planetaria più grande visibile nella volta celeste, a causa della sua vicinanza. Un altro esempio è la Nebulosa Anello (M57), visibile nella costellazione boreale della Lira.

Nebulose planetarie sono state individuate in quattro ammassi globulari: M15, M22, NGC 6441 e Palomar 6, mentre c'è tuttora un solo caso accertato di nebulosa planetaria scoperta in un ammasso aperto. In parte a causa della loro piccola massa totale, gli ammassi aperti hanno relativamente scarsa coesione gravitazionale; di conseguenza, essi tendono a disperdersi dopo un tempo relativamente breve, tipicamente 100-600 milioni di anni, a causa di influenze gravitazionali esterne o di altri fattori. In condizioni eccezionali, gli ammassi aperti possono rimanere intatti fino a un miliardo di anni o anche più.

I modelli teorici prevedono che le nebulose planetarie possono formarsi da stelle che nella sequenza principale possiedono una massa comprese tra 0,8 e 8 masse solari: la vita minima di tali stelle è 40 milioni di anni. Anche se si conoscono alcune centinaia di ammassi aperti aventi più di 40 milioni di anni, una serie di ragioni limitano le probabilità di trovare un membro di un ammasso aperto nella fase di nebulosa planetaria. Una di queste è che la fase di nebulosa planetaria per stelle più massicce appartenenti agli ammassi più giovani è dell'ordine di migliaia di anni, un tempo brevissimo su scala astronomica.

I meccanismi che conducono alla formazione delle molteplici forme osservate nelle nebulose planetarie (ad anello, a doppio cono, bipolari, ellittiche) sono oggetto di studio. Si ritiene generalmente che le interazioni tra il materiale che si allontana dalla stella a differenti velocità diano luogo alla varietà di forme osservate; tuttavia, alcuni astronomi ritengono che la presenza di stelle centrali doppie sia responsabile della forma delle nebulose planetarie più complesse. Alcune di queste hanno mostrato di ospitare forti campi magnetici: le interazioni magnetiche con il gas ionizzato potrebbero avere un ruolo nel modellare alcune nebulose planetarie.

Galassie

Una galassia è un grande insieme di stelle, sistemi, ammassi e associazioni stellari, gas e polveri (che formano il mezzo interstellare), legati assieme dalla reciproca forza di gravità. Il nome deriva dal greco γαλαξίας (galaxìas), che significa "di latte, latteo"; è una chiara allusione alla Via Lattea, la Galassia per antonomasia, di cui fa parte il sistema solare.

Lo schema classificativo delle galassie noto come Sequenza di Hubble si basa sulla morfologia visuale delle galassie; esse si suddividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari. Dato che tale sequenza si basa esclusivamente su osservazioni di tipo prettamente morfologico visivo, essa non tiene in considerazione alcune delle caratteristiche più importanti delle galassie, quali il tasso di formazione stellare delle galassie starburst e l'attività nel nucleo delle galassie attive.

Il sistema di classificazione di Hubble considera le galassie ellittiche in base alla loro ellitticità, ossia alla loro apparenza sferica più o meno allungata; la scala di misura parte dalla classe E0, indicante le galassie di aspetto quasi sferico, alla classe E7, fortemente allungate. Queste galassie hanno un profilo ellissoidale, che conferisce loro un'apparenza più o meno ellittica a seconda dell'angolo di visuale. All'apparenza mostrano pochi dettagli e in genere possiedono al loro interno una quantità relativamente bassa di materia interstellare, che comporta un numero esiguo di ammassi aperti e un tasso ridotto di formazione stellare; sono formate anzi da stelle generalmente piuttosto vecchie ed evolute, orbitanti attorno a un centro comune di gravità secondo direzioni casuali. Tali caratteristiche le rendono in parte simili ai ben più piccoli ammassi globulari.

Le galassie più imponenti sono dette ellittiche giganti. Si pensa che molte galassie ellittiche si siano formate a causa di interazioni fra galassie, che terminano nella collisione e nella successiva fusione dell'una nell'altra; come conseguenza di ciò possono crescere di dimensioni fino a raggiungere il diametro delle galassie spirali, ma con un numero di stelle decisamente superiore. Queste galassie si trovano spesso al centro di grandi ammassi di galassie, di cui spesso costituiscono i componenti più massicci, dove le interazioni tra singole galassie possono avvenire più frequentemente.

Le galassie spirali consistono in un disco di stelle e materia interstellare rotante attorno a un centro composto da stelle generalmente di età avanzata. All'esterno del centro, chiamato bulge, si trovano i bracci di spirale, relativamente luminosi. Nello schema di classificazione di Hubble le galassie spirali sono indicate con la lettera S, seguita dalle lettere minuscole a, b o c, che indicano in grado di spessore dei bracci di spirale e la dimensione del bulge centrale. Una galassia di tipo Sa possiede dei bracci molto ben avvolti e poco definiti e un nucleo centrale relativamente grande; una galassia di tipo Sc ha dei bracci ben definiti e un rigonfiamento centrale ridotto.

Nelle galassie spirali i bracci di spirale hanno un andamento simile a quello di una spirale logaritmica. Come le stelle, i bracci di spirale ruota no attorno al centro, ma con una velocità angolare che varia da punto a punto: questo significa che le stelle transitano all'interno e all'esterno dei bracci di spirale, e la loro velocità di rivoluzione diminuisce nelle stelle che si trovano nelle regioni esterne ai bracci, mentre è più rapida per le stelle che vi si trovano all'interno. Si pensa che i bracci di spirale siano delle aree ad alta densità di materia, o meglio delle onde di densità. Come le stelle si muovono attraverso il braccio, la velocità spaziale di ciascuna di esse viene modificata dalle forze gravitazionali della densità più elevata; questa velocità ridiminuisce come le stelle riescono dal braccio di spirale.

Un buon numero di galassie spirali mostrano una struttura stellare lineare a forma di barra che attraversa il nucleo, da cui si dipartono i bracci di spirale. Nella classificazione di Hubble tali galassie spirali barrate sono indicate con la sigla SB, accompagnata dalle lettere minuscole a, b o c, che indicano la forma e l'avvolgimento dei bracci di spirale allo stesso modo in cui vengono classificate le galassie spirali normali. Gli astrofisici ritengono che le barre siano delle strutture temporanee che si formano come risultato di un'onda di densità che irradia in direzioni opposte dal nucleo, oppure siano il risultato di forze di marea legate all’interazione con un'altra galassia.

Le cosiddette galassie peculiari sono galassie che sviluppano proprietà insolite, dovute all'interazione e alle forze di marea di altre galassie. Un esempio di questa classe di oggetti è la galassia ad anello, che possiede una struttura anulare di stelle e mezzo interstellare che circonda una barra centrale. Si pensa che una galassia ad anello si possa formare qualora una galassia più piccola passi attraverso il nucleo di una galassia spirale.

Una galassia lenticolare è invece una forma intermedia che ha sia le proprietà delle galassie ellittiche sia quelle delle galassie spirali. Sono classificate secondo la sequenza di Hubble con la sigla S0 o SB0 e possiedono dei bracci di spirale non definiti, con un alone ellittico di stelle.

In aggiunta a queste due classi esiste una grande varietà di galassie che non possono essere classificate né come ellittiche, né come spirali: di solito ci si riferisce a queste galassie con l'appellativo di galassie irregolari. Una galassia Irr-I possiede alcune strutture che non possono allinearsi con lo schema di Hubble; una galassia Irr-II invece non possiede neppure una struttura che ricordi la sequenza di Hubble. Un esempio di galassie irregolari vicine alla nostra Galassia sono le due Nubi di Magellano.

Nonostante l'apparente prevalenza delle grandi galassie ellittiche o a spirale, la gran parte delle galassie dell'Universo sono in realtà delle galassie nane; queste deboli galassie possiedono circa un centesimo del diametro della Via Lattea e contengono al massimo appena qualche miliardo di stelle.

La Via Lattea

La Via Lattea è la galassia in cui si trova il sistema solare. Tutte le stelle visibili a occhio nudo nel cielo stellato appartengono alla Via Lattea; tuttavia, a parte queste stelle vicine, la Via Lattea appare come una scia luminosa chiara che attraversa l'intera volta celeste. La luce si origina da stelle e altro materiale situato all'interno del piano galattico. Le regioni oscure lungo questa scia, come la Fenditura del Cigno e la Nebulosa Sacco di Carbone, corrispondono ad aree in cui la luce delle stelle più lontane è oscurata da nebulose oscure.

Il centro della Via Lattea ricade in direzione del Sagittario ed è qui che appare più luminosa. Dal Sagittario, la Via Lattea attraversa verso ovest le costellazioni di Scorpione, Altare, Squadra, Triangolo Australe, Compasso, Centauro, Mosca, Croce del Sud, Carena, Vele, Poppa, Cane Maggiore, Unicorno, Orione e Gemelli, Toro, Auriga, Perseo, Andromeda, Cassiopea, Cefeo e Lucertola, Cigno, Volpetta, Freccia, Aquila, Ofiuco, Scudo e rientra in Sagittario. Il fatto che la Via Lattea divide la volta celeste in due metà simmetriche indica che il Sole si trova nei pressi del piano galattico.

La Via Lattea possiede un nucleo attraversato da una barra circondata da un disco di gas, polveri e stelle che formano quattro strutture distinte, i bracci di spirale, che descrivono una spirale logaritmica. La distribuzione della massa all'interno della Via Lattea è paragonabile a quella di una galassia di classe SBbc della sequenza di Hubble, ossia una galassia spirale barrata con bracci relativamente poco avvolti. Il disco galattico, che circonda il centro galattico, ha un diametro compreso fra 70.000 e 100.000 anni luce; la distanza fra il Sole e il centro galattico è pari a circa 26.000 ± 1.400 anni luce.

Il centro galattico nasconde al suo interno un oggetto di massa molto elevata, che si ritiene essere la causa della forte emissione radio da parte della sorgente nota come Sagittarius A; molti indizi inducono a pensare che si tratti di un buco nero supermassiccio, denominato Sgr A*. Il centro galattico è attraversato da una barra, dalle dimensioni prossime ai 27.000 anni luce; si crede che essa attraversi il centro galattico con un angolo di visuale di 44 ± 10 gradi rispetto alla linea ideale che collega il Sole allo stesso centro galattico.

La barra è composta principalmente da stelle rosse, probabilmente di età molto antica, e appare circondata da una struttura ad anello chiamata "anello dei 5 kpc", che contiene una gran parte dell'idrogeno molecolare presente nella Via Lattea e dove hanno luogo molti fenomeni di formazione stellare. Vista dalla Galassia di Andromeda, questa struttura sarebbe la più luminosa osservabile della nostra Galassia.

La Via Lattea possiede due bracci di spirale maggiori: il Braccio di Perseo e Braccio Scudo-Croce, cui si aggiungono il Braccio del Sagittario e il Braccio del Cigno, talvolta chiamato Braccio Esterno. Fra il Braccio del Sagittario e il Braccio di Perseo si trova il Braccio di Orione (o Sperone di Orione), un piccolo braccio in cui si trova il sistema solare. Tutte queste strutture giacciono sul disco galattico, che è il piano in cui si trovano la spirale, la barra e il disco delle galassie a disco (spirali e spirali barrate). Il disco ospita tutti i fenomeni di formazione stellare (concentrati specialmente nei bracci di spirale, che hanno una densità maggiore). Gli ammassi aperti e le regioni H II si concentrano sui bracci di spirale.

Il disco galattico è circondato da un alone sferoidale formato da stelle vecchie e ammassi globulari, il 90% dei quali si trovano entro un raggio di 100.000 anni luce, suggerendo l'esistenza di un alone di stelle di 200.000 anni luce di diametro. Tuttavia, alcuni ammassi globulari sono stati osservati a distanze anche maggiori, come Palomar 4 e AM1, che si trovano a oltre 200.000 anni luce dal centro galattico.

La Via Lattea e la Galassia di Andromeda costituiscono un sistema binario di galassie spirali giganti appartenenti a un gruppo di 50 galassie, noto col nome di Gruppo Locale; il Gruppo Locale fa a sua volta parte del Superammasso della Vergine. Due galassie minori e un gruppo di galassie nane del Gruppo Locale orbitano attorno alla Via Lattea. La più grande tra queste è la Grande Nube di Magellano, con un diametro di 20.000 anni luce, ossia circa un quinto di quello della nostra Galassia; nei suoi pressi si trova una compagna, la Piccola Nube di Magellano. Le due galassie sono connesse tra di loro e con la Via Lattea tramite la Corrente Magellanica, un ponte di idrogeno neutro formato da materiale strappato via dalla Grande Nube a causa delle forze di marea durante l'ultimo transito ravvicinato con la nostra Galassia.

Alcune delle galassie nane orbitanti attorno alla Via Lattea sono la Galassia Nana Ellittica del Sagittario, la Galassia Nana dell'Orsa Minore, quella dello Scultore, del Sestante, della Fornace e la Galassia Leo I. Le galassie nane più piccole orbitanti attorno alla nostra possiedono un diametro di appena 500 anni luce; tra queste ci sono la Galassia Nana della Carena e del Drago, più la galassia Leo II. Probabilmente esistono altre galassie nane ancora sconosciute, sempre gravitazionalmente legate alla Via Lattea, situate oltre la zona d'ombra galattica. Le misure attuali suggeriscono inoltre che la Galassia di Andromeda si stia avvicinando a noi a una velocità compresa fra 100 e 140 km/s. Si ipotizza che fra 3 o 4 miliardi di anni la Via Lattea e la Galassia di Andromeda potrebbero collidere; in un evento apparentemente catastrofico come quello di uno scontro fra galassie, le singole stelle non collideranno fra di loro, ma si mescoleranno, andando a formare un'unica grande galassia ellittica entro un miliardo di anni dallo scontro.

La massa totale della Via Lattea è stimata essere di circa 5,8 × 10¹¹ masse solari e include un numero di componenti stellari, variabile a seconda dell'abbondanza di stelle di piccola massa, compreso tra 200 e 400 miliardi. La magnitudine assoluta integrata della Via Lattea è stata invece stimata intorno a −20,9. Gran parte della massa galattica potrebbe essere costituita da materia oscura, che forma un alone galattico le cui stime di massa variano tra 600 e 3000 miliardi di masse solari.