Nelle galassie possiamo vedere le stelle, i gas e le polveri. Delle prime ne osserviamo un vasto campionario diversificato per massa ed età, complessamente legato alla materia interstellare da processi di nascita e di morte. Ciò significa che le galassie hanno una storia che possiamo studiare scrutandone in dettaglio l'aspetto oppure osservando quella sorta di fossili astronomici che sono le galassie lontanissime, così distanti che la luce che osserviamo è partita quando erano molt più "giovani" di quanto non lo siano oggi.
Ci sono tante diversificazioni nelle caratteristiche di una galassia quante sono le popolazioni stellari presenti. Tipi differenti di stelle (giganti/nane, fredde/calde, con alte/basse abbondanze di elementi leggeri) hanno caratteristiche spettrali differenti. Nella maggior parte dei casi è possibile osservare solo lo spettro di una galassia nel suo complesso (integrato), cosicché è solo matematicamente che è possibile forzare una risposta sulle caratteristiche della popolazione ma la soluzione non può essere considerata definitiva in quanto vengono introdotti dei valori teorici (per esempio sul tasso di formazione stellare o la quantità di stelle in base alla massa).
Per ovviare a questa ambiuità, è particolarmente importante l'osservazione delle galassie particolarmente vicine, dove le stelle possono essere osservate e clasificate singolarmente (almeno quelle più luminose).
Alcuni componenti di una galassia possono essere rilevati utilizzando tecniche particolari, in questo modo è possibile studiare la materia interstellare o alcune particolari classi di stelle.
Immagine del sistema di galassie M81-M82-NGC 3077 alle lunghezze d'onda dell'idrogeno atomico. Le tre galassie sono legate gravitazionalemente e le mutue forze mareali strappano l'idrogeno da una galassia all'altra. Le regioni rosso scuro indicano una concentrazione del gas maggiore. L'immagine è un mosaico di 12 ottenute con il Very Large Array.
Osservatori: Min Su Yun, Paul Ho, K.Y. Lo. Cortesia: National Radio Astronomy Observatory.
L'emissione radio a 21 cm dell'idrogeno atomico rivela chiaramente la presenza di questo componente evidenziandone sia il contenuto che i moti internamente alla galassia. Il gas associato direttamente alla formazione stellare è più freddo e denso dell'idrogeno neutro, essendo composto maggiormente da idrogeno molecolare e da molecole di CO, che emettono linee spettrali nei 2-3 mm. Le stelle giovani più massive emettono copiose quantità di radiazioni ultraviolette che possono essere assorbite dai gas circostanti e riemesse come righe spettrali, comprese quelle H-alfa nel visibile, cosicché è possibile, utilizzando degli speciali filtri ed elaborando le immagini, vedere esclusivamente queste regioni (ammesso che non siano oscurate da polveri interposte).
A lunghezze d'onda differenti, la stessa regione si presenta con aspetti diversi. In questo caso, si tratta della regione Orione KL, una zona di intensa formazione stellare nella Nebulosa di Orione.
Cortesia: BIMA Image Gallery, Berkeley-Illinois-Maryland Association (BIMA) array, California.
La polvere stessa emette nelle onde lunghe della radiazione infrarossa, possiamo quindi rilevare la posizione della polvere interstellare e le zone dove è riscaldata dalla radiazione delle stelle vicine. Nell'ultravioletto, solo gli astri più caldi emettono radiazioni a sufficienza da poter essere osservate, sappiamo quindi che in questo modo possiamo tracciare una mappa delle regioni dove è in atto il processo di formazione stellare.
M87, un'enorme galassia ellittica gigante a 50 milioni di anni luce di distanza nell'Ammasso della Vergine. Da sinistra a destra: immagine nell'ottico; nel vicino infrarosso dove compare il getto di materia che fuoriesce dal nucleo ed è facilmente rilevabile l'incremento della luminosità in direzione del centro galattico; immagine elaborata elettronicamente dove la distribuzione sferica delle vecchie stelle rosse contrasta con il blu del getto di elettroni provenienti dal nucleo. Cortesia: David Malin, Anglo-Australian Observatory®, Anglo-Australian Telescope Board - NASA (HST Wide Field/Planetary Camera) - Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
Infine, se osserviamo una galassia nella radiazione X, potremo distinguere solo i componenti più energetici: stelle binarie dove la materia cade su una stella di neutroni o un buco nero raggiungendo temperature elevatissime, emissioni da gas a milioni di gradi o le emissioni provenienti da nuclei attivi come i quasar che però non possono fornire indicazioni precise sulla temperatura poiché sono coinvolti processi che non sono di origine termica.
Contemporaneamente all'incremento delle nostre conoscenze, cresce la consapevolezza che ignoriamo la vera natura di uno dei principali "ingredienti" delle galassie: la materia oscura.
Se la gravità si comporta, a distanze dell'ordine di migliaia di anni luce, nello stesso modo in cui agisce su piccola scala, il movimento delle stelle e dei gas nelle galassie e dei gas delle galassie negli ammassi, la maggior parte della massa di cui sono composti questi sistemi è in qualche modo invisibile.
Le tesi più convincenti a favore di questa ipotesi sono:
In ogni caso, la natura di questa materia oscura rimane a tutt'oggi sconosciuta anche se la caccia degli osservatori e dei teorici è in pieno svolgimento.
Ci troviamo quindi in una situazione per cui, tutta la tecnologia di cui ci vantiamo è stata in grado di rilevare solo il 10% della materia galattica e quindi cosmica.
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01/05/97 by Mario Farina (Mario.F@mclink.it)