Che succede se esplode IK Pegasi B? E se un GRB si verifica nei pressi del Sistema Solare? Sono guai grossi ragazzi!

Quando esploderà la prossima supernova nella Via Lattea, magari, si fa per dire, proprio vicino alla Terra? La cosa non può certo essere prevista con esattezza anche se nella Via Lattea non ne vediamo apparire una dal 1604. Questo non significa però che non ci siano state esplosioni di questo tipo; può darsi infatti che si siano verificate all’altro capo della Galassia dove i nostri strumenti non riescono a vedere. Però si può cercare dii fare una lista delle stelle a “rischio esplosione”. Vediamo dunque come stanno le cose. Sono state individuate 10 stelle pericolose per così dire a noi “vicine”.
La prima è IK Pegasi che si trova nella costellazione di Pegaso a 150 anni luce la noi; la seconda è Alfa Lupi (Lupo) che si trova a 550 anni luce; la terza è la famosa Antares che si trova a 600 anni luce; al quarto posto troneggia Betelgeuse che però si trova a 640 anni luce di distanza; a 800 anni luce c’è invece Gamma 2 Velorum (Vele); al sesto posto Pi Puppis nella Poppa a 1100 anni luce: poi 119 Tauri  a 1700 anni luce da noi; all’ottavo posto RS Ophiuchi  (1950 – 5200 anno luce); al nono e al decimo posto troviamo rispettivamente T Coronae Borealis nella Corona Boreale a 2000 anni luce e HD 168625 nel Sagittario che dista da noi 2200 anni luce.
Entrando nei dettagli IK Pegasi è un sistema binario dove le due stelle si trovano ad una distanza minore di quella che c’è fra Mercurio e il Sole. In pratica sono vicinissime. Quella a rischio esplosione è la stella B del sistema, una nana bianca, Quando la sua compagna diventerà una gigante rossa, IK Pegasi B con la propria forza di gravità comincerà a succhiare materia dalla compagna fino a superare il limite oltre il quale non potrà più resistere esplodendo dunque come supernova. Però qualche considerazione a nostro favore può essere fatta. Prima di tutto ci vorrà molto tempo prima che IK Pegasi A  evolva in una gigante rossa e in questo tempo le due stelle si saranno allontanate considerevolmente dal Sistema Solare; e inoltre non ci sono altre stelle più vicine di IK Pegasi cioè a meno di 150 anni luce di distanza da noi, che a breve possano esplodere come supernove. Gli astronomi calcolano infatti che una supernova per essere pericolosa per la vita sulla Terra deve trovarsi a meno di 30 anni luce.
Per le suprnove dunque ci troviamo in una situazione di relativa tranquillità Ma rimane il problema dei Gamma Ray Burst chiamati in italiano lampi gamma! Si tratta di spaventose esplosioni che avvengono nel cielo e che emettono grandissime quantità di pericolosissimi raggi gamma . Questi “fratelli maggiori” delle supernove si verificano – secondo il parere degli scienziati – in occasione di fenomeni strani come per esempio la fusione di due stelle di neutroni. Per fortuna fino ad ora sono stati osservati solo in galassie esterne alla Via Lattea. Se dovesse aver luogo un GRB nella nostra e la Terra  proprio nella direzione del fascio di altissima energia che viene emesso sarebbero davvero grossi guai e perfino le forme di vita che si trovano nelle profondità del mare sarebbero a rischio. Secondo alcuni studiosi la grande estinzione di massa che avvenne nell’Ordoviciano, 450 milioni di anni fa, e che fece sparire più del 60 per cento degli invertebrati marini potrebbe essere stata innescata proprio da un GRB avvenuto abbastanza vicino al Sistema Solare. Occhio ragazzi!
Una Stella per Amica (elaborato da Stelle da paura di Margherita Hack e Gianluca Ranzini pagine 82 – 88)

C’è una bolla di gas caldo nella Via Lattea

Alzando gli occhi al cielo in una notte limpida possiamo godere dello spettacolo di un immenso cielo ‘trapunto’ di stelle. Con un telescopio amatoriale potremmo individuare galassie, nebulose e affascinanti dettagli come i dischi che circondano Saturno. E anche potendo ottenere una radiografia dello spazio, come fanno gli astronomi che lavorano con i rilevatori di raggi X, certo non ci aspetteremmo di trovare qualcosa di diverso dagli stessi oggetti famigliari. Invece c’è di più: un bagliore di fondo che illumina tutta la galassia che abitiamo. Una fluorescenza conosciuta come Diffuse X-ray Background. Oggi, a cinquant’anni dalla sua scoperta, i rilevamenti di un progetto NASA risolvono il mistero che da decenni circonda la sua origine: grazie a una serie di rilevatori di raggi X, volati nello spazio a bordo di un razzo già negli anni Settanta e completamente riprogettati, un team di astronomi guidato dall’italiano Massimiliano Galeazzi, e in forze presso il dipartimento di fisica del College of Arts and Sciences dell’Università di Miami, ha confermato che il bagliore diffuso nella Via Lattea proviene da un ammasso di plasma incandescente a poche centinaia di anni luce dal nostro Sistema Solare e conosciuta come local hot bubble, LHB. L’origine del tenue fulgore di raggi X è sempre stata controversa e difficile da distinguere a causa della forte influenza esercitata dal Sole nel nostro sistema planetario. Lo studio del College for Arts and Sciences appena pubblicato su Nature mette un punto alla questione: l’emissione X è dominata dalla caldissima bolla di gas presente nella Via Lattea, e solo per un 40% è attribuibile all’azione diretta del Sole. «Ora sappiamo che entrambe le fonti sono responsabili del bagliore, ma in percentuale differente», spiega Galeazzi, primo firmatario dello studio, che abbiamo raggiunto nel suo studio di Miami. «Una scoperta importante perché conferma l’esistenza di una gigantesca bolla di gas incandescente all’interno della nostra galassia, e potrà essere utilizzata come base per i nuovi modelli di struttura della Via Lattea». La ricerca, che ha visto coinvolto NASA, le Università del Wisconsin-Madison, Michigan, Kansas, la Johns Hopkins e il CNES francese, prevedeva il lancio di un razzo a orbite basse per analizzare l’emissione X e individuare la quantità di radiazioni proveniente dall’interno del nostro Sistema Solare e da LHB. I ricercatori hanno lavorato su bande di bassa energia – ¼ keV – e radiazioni con lunghezza d’onda dell’ordine di 5 nm. «A questo livello basso di energia, la luce viene assorbita dal gas neutro nella nostra galassia ed è quindi possibile osservare direttamente la fonte ‘locale’ di LHB», prosegue Galeazzi. La bolla di gas è con tutta probabilità frutto di vento stellare o dell’esplosione di una Supernova. Emissioni simili di raggi X si verificano anche all’interno del nostro sistema planetario, quando il vento solaresi scontra contro gas neutri. Succede con le particelle di idrogeno neutro ed elio che attraversano il nostro vicinato spaziale per via del movimento del Sole all’interno della Galassia, catturando elettroni ed emettendo radiazione X. Un processo conosciuto come ‘solar wind charge exchange’. Il team di Galeazzi ha ricostruito, collaudato, ricalibrato e ammodernato i vecchi rilevatori di raggi X montati sui vettori volati negli anni Settanta nel corso di più missioni. Li ha adattati ai razzi NASA di ultima generazione e, prendendo a prestito alcune componenti dallo Space Shuttle volato nel 1993 (prima missione progettata per questo tipo di studio), ha assemblato uno strumento efficace.Il razzo, decollato dal White Sands Missile Range NASA in New Mexico il 12 dicembre 2012, ha raggiunto un’altitudine di 258 chilometri ed è rimasto in volo nell’atmosfera terrestre per appena cinque minuti. Quanto basta perché svolgesse la sua missione con successo. Ora che le ricerche hanno portato a questo importante risultato, Galeazzi e compagni pensano a un nuovo lancio. La missione sarà simile per design e obiettivi, ma avrà strumenti più sofisticati per caratterizzare meglio le emissioni registrate. Il lancio è previsto per dicembre 2015.
di Davide Coero Borga (INAF)

Perseidi 2014

Come tutti gli anni ci prepariamo all’osservazione dello sciame delle Perseidi, residui della disintegrazione progressiva della cometa Swift-Tuttle. Le piccole particelle, scontrandosi a gran velocità con l’atmosfera terrestre, danno luogo a scie luminose di altissimo effetto. Il nome di “Perseidi” è determinato dalla posizione del radiante, il punto sulla volta celeste dal quale sembrano provenire le meteore, situato nella costellazione del Perseo. La denominazione tradizionale di “Lacrime di San Lorenzo” deriva dal fatto che nel XIX secolo il massimo della loro frequenza avveniva il 10 agosto, giorno della ricorrenza del Santo: ai giorni nostri il massimo si è però spostato in avanti di circa due giorni. Quest’anno per lo sciame si prevede una apparizione per nulla favorevole, dato che ci sarà il plenilunio il 10 agosto, a ridosso quindi del periodo di massima attività atteso per le ore notturne del 12/13 agosto. Il maggior numero di Perseidi dovrebbe essere osservabile poco dopo le 2h del 13 agosto, ma purtroppo la Luna, ancora abbastanza brillante, inizierà a disturbare col suo chiarore già dalle 23h30m circa del 12 agosto. Tuttavia già da dopo il crepuscolo serale il numero delle Perseidi dovrebbe risultare abbastanza evidente. Il numero delle meteore visuali atteso durante il massimo non dovrebbe superare le 90-100 meteore/h. Occorre ricordare però che tali valori sono teorici, e che in realtà risultano sempre ben minori. Bisogna infatti tenere presente che l’area-radiante (vicino alla stella Eta del Perseo) da cui sembrano provenire le meteore non è allo zenit, anzi nelle prime ore della notte è molto bassa sull’orizzonte, e che inoltre nei luoghi da cui si osserva in genere non si raggiunge la magnitudine limite di +6,5 che si riferisce a cieli praticamente ottimali trasparenti e molto scuri. In presenza di foschia o di inquinamento luminoso poi il numero delle meteore effettivamente osservabile diventa del tutto esiguo e limitato solamente a quelle più luminose. Se purtroppo la fase ascendente dell’attività sarà disturbata dalla Luna, quella discendente sarà maggiormente favorevole all’osservazione specie nella prima parte della notte.
Tratto da Il cielo nel mese di agosto 2014 (Astronomia.com) di Stefano Simoni

La Via Lattea ha la metà della massa di Andromeda

Quanto “pesa” la Via Lattea? E la sua vicina di casa Andromeda? Sembra proprio che finora la comunità scientifica abbia “dipinto” la nostra galassia come molto più massiccia di quanto in realtà non sia. Da un recente studio della Scuola di Fisica e Astronomia dell’Università  di Edimburgo, pubblicato sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, è emerso che Andromeda (a 2,5 milioni di anni luce da noi) ha il doppio della massa della Via Lattea. In realtà le due galassie “gemelle” hanno approssimativamente struttura e dimensioni simili, ma non si può dire lo stesso per la loro massa. Entrambe sono del tipo a spirale e le più grandi nell’ambito del vicinato di 54 galassie denominato come il Gruppo Locale. Il gruppo di ricercatori guidato da Jorge Penarrubia ha elaborato un metodo più accurato per misurare la massa delle galassie: le galassie del Gruppo Locale sono tenute insieme dalla gravità, ma mentre quelle alla periferia tendono ad allontanarsi per il processo di espansione, quelle all’interno tendono ad avvicinarsi per effetto della forza di attrazione. Combinando i dati ottenuti considerando i due processi, attrazione/espansione, i ricercatori sono stati in grado di misurare più accuratamente la massa delle galassie Via Lattea e Andromeda. ”Questa è la prima volta che siamo stati in grado di misurare queste due cose contemporaneamente”, ha spiegato Matthew Walker, assistente professore di fisica alla Carnegie Mellon. Studiando entrambe le galassie e quelle subito al di fuori del Gruppo Locale, Walker e il suo team sono stati in grado di individuare il centro del gruppo. Hanno poi calcolato la massa sia della materia ordinaria di entrambe le galassie, quella visibile, che della oscura, basandosi, tra l’altro, sulla loro posizione attuale all’interno del Gruppo Locale. Secondo quanto hanno stimato gli astrofisici,  il 90% della materia di entrambe le galassie è “oscura”.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Congiunzione Venere-Giove

I due pianeti più brillanti del cielo stanno per darsi appuntamento nel cielo mattutino. La loro distanza reciproca continua infatti a diminuire e si ridurrà ad appena una dozzina di primi il 18 agosto, quando Venere si troverà a nord del pianeta gigante a una distanza pari a poco più di un terzo del diametro della Luna. L’incontro avverrà a ridosso del Praesepe (M44), ma il celebre ammasso aperto potrà essere scorto soltanto con un binocolo. La cartina mostra la situazione del giorno suddetto attorno alle 5:30 per la latitudine di Milano (ma non cambierà gran che in altri luoghi della Penisola). Anche il nostro satellite naturale non mancherà all’incontro, seppure con alcuni giorni … di ritardo; il giorno 23, quando oramai i due pianeti si saranno già allontanati, la Luna, ridotta a una sottilissima falce, si metterà in posa presso di loro in un singolare e suggestivo quadretto.
Il Galassiere

La stella famosa per il pianeta che non esiste (Gliese 581g)

Gliese 581  è una stella situata nella costellazione della Bilancia. È una debole nana rossa, variabile del tipo BY Draconis, che costituisce l’ottantasettesimo sistema stellare più vicino alla Terra, in quanto dista circa 20,3 anni luce. Attorno alla debole stella orbita un sistema planetario costituito da tre pianeti, individuati secondo tecniche astrometriche, anche se per un certo periodo si è pensato che fossero ben sei i pianeti presenti nel sistema di Gliese 581. Il primo pianeta individuato attorno alla stella è stato Gliese 581 b, la cui scoperta fu annunciata nel 2005. Il sistema è però salito alla ribalta delle cronache nel 2007, quando si è ipotizzato che il pianeta “c”, una super Terra allora appena scoperta, potesse essere potenzialmente abitabile in virtù della sua collocazione allora ritenuta nella zona abitabile del sistema; analisi successive hanno però escluso questa possibilità, dal momento che il pianeta ricade ben più internamente della zona abitabile e che, stando ai modelli climatici sviluppati per i pianeti rocciosi conosciuti, Gliese 581 c potrebbe essere affetto da un effetto serra simile a quello che affligge Venere. Assieme al pianeta “c” venne annunciata la scoperta di un terzo pianeta, Gliese 581 d, che si pensava si trovasse ai margini esterni della zona abitabile, mentre un altro pianeta, Gliese 581 e, il più vicino alla stella madre, fu annunciato nell’aprile 2009 ed orbita ad una distanza dalla stella pari a circa un decimo della distanza che divide Mercurio dal Sole. Nel settembre del 2010 fu annunciata la scoperta di un quinto e di un sesto pianeta, Gliese 581 f e Gliese 581 g; GJ 581 g, sembrava orbitare all’interno della zona abitabile ed era pertanto considerato il primo candidato ad essere potenzialmente abitabile. Una successiva analisi dei dati astrometrici ha messo in dubbio l’esistenza degli ultimi due pianeti, che rimasero come “non confermati”. Nel luglio 2014 un ulteriore studio dimostrò che anche il pianeta “d” non esisteva e il segnale rilevato era il risultato di un artefatto causato dall’intensa attività stellare. Al 2014, sono quindi tre i pianeti noti orbitanti attorno a Gliese 581, e, b e c, in ordine di distanza dalla stella. Gliese 581 si trova nella porzione orientale della costellazione della Bilancia, quasi al confine con Scorpione ed Ofiuco, e più precisamente a nord-est di δ Librae, a nord di γ Librae e Graffias (β Scorpii), e a sud-ovest di ε (Yed Posterior) e δ Ophiuchi (Yed Prior). Si tratta tuttavia di una stella di magnitudine +10,6, dunque ben più debole della magnitudine 6, che costituisce il limite di visibilità ad occhio nudo in un cielo terso e privo della Luna; per poter osservare l’astro è dunque necessario munirsi di un adeguato strumento, come un telescopio. La stella si trova nell’emisfero celeste australe, tuttavia la sua posizione prossima all’eclittica la rende potenzialmente osservabile da tutte le regioni abitate della Terra. Il periodo più adatto per la sua osservazione è compreso fra i mesi di aprile e luglio, dall’emisfero boreale. La stella centrale del sistema di Gliese 581 è una debole nana rossa di classe spettrale M3V. Le nane rosse sono tutte stelle più piccole del Sole (la loro massa infatti non supera il 40% della massa solare), motivo per il quale esse bruciano l’idrogeno nei loro nuclei ad una velocità significativamente più bassa. La sua massa è pari al 31%[4] della massa della nostra stella e il raggio 0,29 volte quello del Sole. Con un’età stimata intorno ai 7–11 miliardi di anni, Gliese 581 è una stella povera in metalli, avendo un rapporto Fe/He pari a −0,25. Data la sua magnitudine apparente, pari a circa +10,6 (che la rende invisibile ad occhio nudo), e la distanza di 20,3 anni luce, è possibile stimare che la stella abbia una temperatura effettiva di 3200 kelvin ed una luminosità pari a circa lo 0,2% della luminosità solare. Tuttavia, poiché tutte le nane rosse irradiano principalmente nell’infrarosso vicino, con picchi di emissione localizzati a circa 830 nm (per raffronto, il picco di emissione del Sole è collocato a 530 nm, nel mezzo dello spettro visibile), una simile stima sarebbe riduttiva nei confronti della luminosità totale della stella. Se si tiene in considerazione l’intera emissione elettromagnetica (correzione bolometrica), la luminosità totale della stella raggiunge l’1,3% della luminosità solare complessiva. Pertanto, un pianeta orbitante attorno alla nana rossa, perché possa ricevere dalla sua stella una quantità di radiazioni (insolazione) simile a quella che la Terra riceve dal Sole, necessiterebbe di trovarsi ad una distanza minore di quella a cui orbita la Terra; questa regione di spazio, tale che la quantità di radiazioni che la permeano permetta il mantenimento di acqua allo stato liquido, è detta “zona abitabile”. L’estensione di questa regione non è fissa ed è altamente variabile di sistema in sistema. Secondo le stime di alcuni astronomi, la zona abitabile del sistema di Gliese 581 si estende tra 0,11 e 0,28 unità astronomiche dalla stella, anche se la potenziale abitabilità dei pianeti dipende dalla presenza di altri fattori, quali una densa atmosfera ricca di acqua e anidride carbonica e dotata di una discreta copertura nuvolosa. GJ 581 è classificata come una variabile BY Draconis, la cui variabilità dipende dalla presenza sulla fotosfera di macchie analoghe a quelle solari. Il General Catalogue of Variable Stars dà per l’astro una magnitudine al massimo di 10,56 e al minimo di 10,58; ne risulta quindi un range di variabilità piuttosto basso, 20 mmag (0,020 magnitudini), molto vicino al margine di errore, ma sembra comunque trattarsi più probabilmente di un fenomeno di variabilità a lungo termine. Misurazioni condotte dal MOST hanno invece mostrato fenomeni di variabilità a breve termine, con un range di variazione di circa 5 mag (0,5%) lungo un periodo di un paio di settimane. Per via della massa si esclude che la stella possa essere una variabile a flare, anche se è stata proposta, grazie alla misura di un limite superiore alla sua emissione X con ROSAT, una sua probabile emissione di raggi X.
Sull’argomento si può leggere  l’articolo apparso sul numero 183 di Coelum a pagina 6 “Ectoplanet: Gliese 581g l’esopianeta che non esiste.

Il Catalogo Gliese o Catalogue of Nearby Stars

Il Catalogo Gliese o Catalogue of Nearby Stars (CNS), in italiano catalogo delle stelle vicine, è un catalogo stellare creato con lo scopo di classificare tutte le stelle situate entro 20 parsec dalla Terra secondo la loro ascensione retta. La sua compilazione è dovuta a Wilhelm Gliese, con la collaborazione successiva di Hartmut Jahreiß, infatti è anche noto come Catalogo Gliese-Jahreiß. La prima edizione del catalogo risale al 1957 e contiene 915 stelle singole e doppie (da Gl1 a Gl915). Questo catalogo fu aggiornato nel 1969  fino ad includere 1049 stelle. Per non alterare i numeri di catalogo della prima edizione senza infrangere la convenzione d’ordine basata sull’ascensione retta, la seconda edizione adotta una numerazione con il punto decimale. Tale edizione è comunemente nota con la sigla CNS2. Negli anni successivi sono state introdotte numerose estensioni del catalogo: Nel 1970, Richard van der Riet Wooley aggiunse 850 oggetti (da Wo9001 a Wo9850), portando la distanza limite a 25 parsec. Nel 1979, Gliese e Jahreiß introdussero altri 452 oggetti, di cui 292 identificabili come stelle vicine (da GJ1001 a GJ1292) e 160 come probabili stelle vicine (da GJ2001 a GJ2160). La sigla GJ viene talvolta applicata in modo retroattivo anche agli oggetti del CNS2. Infine, nel 1991, Gliese e Jahreiß hanno pubblicato la Versione preliminare del terzo catalogo delle stelle vicine, che introduce 1388 nuovi oggetti, da GJ3001 a GJ4388[5]. (Questi oggetti non furono originariamente numerati dagli autori, e vengono talvolta indicati con la sigla NN, “no name”.) Il catalogo del 1991 è comunemente noto con la sigla CNS3 e nonostante sia “preliminare” non è stato ancora aggiornato.

Il profondo cielo dei Cani da Caccia

Cominciamo con un ammasso globulare per poi elencare le numerose galassie. M 3 (conosciuto anche come NGC 5272) è un ammasso globulare; è fra i più brillanti del cielo. M 3 si trova relativamente lontano da stelle cospicue: la più vicina è beta Comae Berenices, di magnitudine 4 circa, che si trova a circa 7° ad Ovest di quest’ammasso globulare; un aiuto può essere fornito anche da Arturo, la brillantissima stella arancione visibile più a sud. M 3 è sicuramente uno degli oggetti più facili da osservare con uno strumento amatoriale: in condizioni di seeing veramente eccezionali è visibile persino ad occhio nudo, mentre con un binocolo l’ammasso è localizzabile con facilità e appare come un punto bianco e diffuso. Già con un telescopio da 100mm di apertura appare come un oggetto di 10′ di diametro, mentre uno da 200mm può già risolverlo in centinaia di piccolissime stelle.  M 3 può essere osservato con facilità da entrambi gli emisferi terrestri, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. L’ammasso è stato scoperto da Charles Messier nel 1764 che lo descrive così “Nebulosa scoperta tra Bootes ed uno dei Cani da Caccia di Hevelius; essa non contiene alcuna stella, il suo centro è brillante e la sua luce va scemando insensibilmente, essa è rotonda; con un bel cielo la si può vedere con un telescopio da un piede; essa è riportata sulla carta della cometa osservata nel 1779. Memorie dell’Accademia dello stesso anno. Riosservata il 29 marzo 1781, sempre bellissima.” William Herschel dedica a M 3 molte osservazioni, riuscendo anche a risolverlo in stelle per la prima volta; il figlio John, nel 1833, lo descrive come un ammasso composto da stelle comprese fra la undicesima e la quindicesima magnitudine. L’ammiraglio Smyth e Lord Rosse riferiscono della presenza di un gran numero di concatenazioni di stelle nelle regioni periferiche. Questo ammasso è uno dei più grandi e luminosi, ed è formato da circa 500.000 stelle. È situato a una distanza di circa 33.900 anni luce dalla Terra. M 3 ha una magnitudine apparente di 6,2 che lo rende visibile a occhio nudo in determinate condizioni. Visto da un telescopio di dimensioni media, l’ammasso è completamente definito. In M 3 sarebbero state trovate 212 variabili, di 186 delle quali è stato determinato il periodo: più che in qualunque altro ammasso globulare della nostra galassia; almeno 170 sono del tipo RR Lyrae. Con M 13 ed M 5, M 3 è uno dei tre ammassi globulari più brillanti dell’emisfero boreale. Ciò ha fatto sì che esso sia stato studiato più dia altri ammassi del suo tipo, e il diagramma H-R che risulta da questi studi dimostra che M 3 è un ammasso formato da stelle estremamente vecchie. Si ritiene che abbiano un’età di circa 10 o più miliardi di anni, anche se le stime degli studiosi variano di molto. Una caratteristica veramente insolita di M 3 è il fatto che contenga una giovanissima stella azzurra di tipo spettrale O8 (la prima delle cosiddette Blue Stragglers).

La Galassia Nana dei Cani da Caccia è una delle galassie satelliti della Via Lattea più distanti conosciute, assieme alla coppia di galassie Leo I e Leo II. Si tratta di una galassia nana sferoidale visibile nella costellazione dei Cani da Caccia, ad una distanza di circa 720.000 anni luce; la galassia ha un diametro di circa 6.500 anni luce lungo il suo asse maggiore, ed è molto debole. Contiene una popolazione di stelle vecchie povere in metalli.

M 51 è un oggetto astronomico del catalogo di Messier che comprende due galassie distinte: la più grande e famosa Galassia Vortice (anche nota come NGC 5194 e talvolta M51A) è una classica galassia a spirale. Fu scoperta da Charles Messier il 13 ottobre del 1773. La più piccola galassia compagna nota come NGC 5195 (o anche M51B), è parzialmente coperta da un braccio di polvere della spirale Vortice (con la quale interagisce) ed è stata scoperta da Pierre Méchain nel 1781. La Galassia Vortice è una delle galassie più brillanti del cielo: è infatti abbastanza luminosa da poter essere osservata anche con un binocolo se la notte è propizia, in cui si mostra come una macchia chiara ovaleggiante; un telescopio amatoriale di piccole dimensioni è sufficiente sia per localizzare la compagna minore, sia per individuare l’alone esteso della galassia principale. Un telescopio da 150mm di apertura è sufficiente per poter osservare la struttura a spirale della Galassia Vortice; il braccio più notevole si trova in direzione ovest, ma l’andamento delle spire resta difficile da capire anche ad ingrandimenti maggiori. La sua declinazione è settentrionale: infatti questa coppia di galassie si presentano circumpolari da gran parte dell’emisfero boreale, come quasi tutta l’Europa e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla anche da latitudini temperate medio-basse, ma resta sempre molto basso sull’orizzonte. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra febbraio e agosto. Charles Messier osservò questo gruppo di galassie nel 1773, mentre osservava una cometa; egli descrisse la Galassia Vortice come una nebulosa doppia senza stelle piuttosto debole e con un centro luminoso. William Herschel prima e suo figlio John poi osservarono queste galassie, notando che nella parte centrale attorno al nucleo si presentava uno strano effetto ottico, simile ad un anello che circonda il centro luminoso. L’ammiraglio Smith paragonò la primaria al pianeta Saturno, affermando che avrebbe una forma simile se fosse osservato da una posizione verticale. Lord Rosse infine riconobbe ben chiaramente la struttura a spirale della galassia primaria e la evidente connessione con l’oggetto minore posto a nord. La Galassia Vortice è una delle più luminose e interessanti galassie nel cielo: dista dalla Terra da 15 a 37 milioni di anni luce ed è ampia da 50.000 a 100.000 anni luce. È anche il membro dominante di un piccolo gruppo di galassie, chiamato gruppo di M51. Buona parte della sua intensa luminosità è dovuta alla presenza, nei bracci, di giovani ammassi stellari. Questa galassia fu la prima di cui si osservò la struttura a spirale, ad opera di William Parsons nel 1845; gli astronomi ipotizzano che la forma a spirale sia dovuta principalmente alle interazioni gravitazionali con la galassia più piccola. La spirale disegnata dai bracci della galassia è una spirale logaritmica. La Galassia Vortice è unita a NGC 5195 attraverso un involucro comune di gas. L’interazione fra le due galassie ha comportato un incremento della creazione di stelle in NGC 5195. Anche il nucleo della Galassia Vortice è più luminoso di quanto ci si potrebbe aspettare, e questo ha portato alcuni studiosi a classificarla come una galassia di Seyfert attiva. Nel 2001 il Telescopio Spaziale Hubble ha puntato il suo obiettivo sul centro della Galassia Vortice. Ha così scoperto che lungo i bracci della spirale ci sono alcune “sporgenze” di polvere che si estendono quasi perpendicolarmente ai bracci principali. La regolarità e il grande numero di queste strutture hanno suggerito agli astronomi che il precedente modello di formazione di galassie a spirale a due braccia forse necessita di una revisione. L’immagine del telescopio spaziale rivela anche un disco di polvere nel nucleo che potrebbe alimentare un buco nero.

La Galassia Vortice è la galassia più brillante di un piccolo gruppo di galassie noto come Gruppo di M51, nel quale è inclusa anche M 63, NGC 5023 e NGC 5229; in questo piccolo gruppo potrebbe in realtà essere una struttura minore sul bordo sudorientale di un più grande gruppo allungato che include il Gruppo di M 101 e quello di NGC 5866, sebbene molti dei cataloghi e dei metodi di identificazione dei gruppi di galassie li considerino come delle entità separate.

La Galassia Girasole (conosciuta anche come M 63 o NGC 5055) è una galassia a spirale; fu scoperta nel 1779 da Pierre Méchain, collega e amico del Messier e che collaborò alla stesura del celebre catalogo. M63 si trova con una certa facilità, 1,5° a nord della concatenazione di stelle composta da 19, 20, 23 CVn, a loro volta 3° a NE di Cor Caroli; può essere individuata senza difficoltà anche con un binocolo in notti particolarmente nitide, in cui si mostra come una macchia diffusa senza condensazione. Un telescopio amatoriale da 60-80mm la mostra come una chiazza estesa per alcuni primi d’arco piuttosto appariscente, mentre l’alone diventa visibile in un riflettore da 150mm; il nucleo diventa quasi di aspetto granuloso in un 300mm, mentre diventano visibili anche i due bracci, come delle estensioni leggere del nucleo stesso a WNW e a ESE. La declinazione di questa galassia è piuttosto settentrionale: infatti si presenta circumpolare da molte regioni dell’emisfero boreale, come l’Europa centro-settentrionale e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie, fin quasi all’Argentina centro-meridionale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Charles Messier afferma nel 1779 che M63 sia stata osservata per la prima volta da Pierre Méchain; mentre la inserisce nel suo catalogo, la descrive come una nebulosa debole senza stelle e subito invisibile al minimo segno di qualunque disturbo luminoso. William Herschel la indica al contrario come molto brillante, estesa in senso NW-SE e della lunghezza di 9-10′ e dal nucleo appariscente. Il primo a notarne una struttura a spirale fu invece Lord Rosse. La galassia Girasole è una spirale del tipo Sb o Sc, che mostra un irregolare disegno a spirale; apparentemente sembra formare un gruppo fisico con la Galassia girandola, la Galassia Vortice e molte altre galassie minori; potrebbe appartenere al Gruppo di M101 (sottogruppo di M51). Il nome proprio girasole è dovuto al grandissimo numero di segmenti di spirali che circondano il nucleo, ben avvolte attorno ad esso e pervase da un gran numero di nubi di polvere interstellare; la massa totale della galassia sarebbe compresa fra le 80 e le 140 miliardi di masse solari, con un diametro di 90000 anni luce, ossia simile a quello della nostra Via Lattea. La distanza è stimata sui 37 milioni di anni luce e si allontana da noi alla velocità di 580 km/s.  Nel maggio del 1971 è stata osservata fra i suoi bracci una supernova di tipo Ia, che raggiunse la magnitudine apparente 11,8.

M 94 (conosciuto anche come NGC 4736) è una galassia a spirale; fu scoperta da Pierre Méchain nel 1781 e catalogata da Charles Messier due giorni dopo. M 94 è facile da individuare: si trova infatti a 3° in direzione NNW rispetto alla stella Cor Caroli e se la notte è limpida e buia può essere osservata anche con un semplice binocolo; l’alone inizia a mostrarsi anche in un binocolo molto potente o in un piccolo telescopio amatoriale. Con strumenti da 140-150mm di apertura si presenta di forma quasi circolare e coi bordi molto sfumati, al punto che ricorda un ammasso globulare come aspetto; anche ad ingrandimenti maggiori la vista rimane molto simile, con un alone molto esteso con tracce di macchie scure e che aumenta progressivamente in luminosità verso il centro, i cui bordi sono sfumati. Non si osserva alcuna traccia di spirali. La sua declinazione è settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da una parte dell’emisfero boreale, come l’Europa centro-settentrionale e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie, corrispondenti alla massima parte delle regioni abitate. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. Charles Messier descrive M94 come una nebulosa priva di stelle, ben visibile a nord di Cor Caroli e con un centro molto brillante e diffuso, paragonandola poi all’ammasso globulare M 79 nella Lepre; riferisce inoltre che la scoperta avvenne ad opera di Pierre Méchain nel marzo del 1781. Sia William Herschel che Lord Rosse la descrivono come una macchia tondeggiante e dai contorni sfumati, addirittura, nel caso di Lord Rosse, circondata da una struttura vagamente anulare, ipotizzandone la natura a spirale. M94 come appare attraverso un potente telescopio amatoriale. Dalle osservazioni si può notare un anello di attive regioni di formazione stellare, marcate dalle giovani stelle azzurre nelle immagini a colori, che la dividono bruscamente dal molto meno brillante anello esterno, il quale è formato da una popolazione stellare giallastra molto più vecchia; nelle aree periferiche, tuttavia, queste regioni terminano nuovamente in un altro anello di moderata attività di formazione stellare, così M94 appare come una delle relativamente rare galassie in cui possono essere osservate due “onde” di formazione stellare. Nelle lunghissime esposizioni diviene visibile un ulteriore debolissimo anello. La galassia è classificata come spirale semplice (Sab) ed è vista quasi perfettamente di faccia; la sua distanza non è ben nota, dato che esistono valori compresi fra i 14 e i 30 milioni di anni luce. Le ultime stime forniscono un valore di 16 milioni di anni luce. M94 si allontana da noi alla velocità di 370 km/s. Uno studio condotto nel 1008 afferma che all’interno di questa galassia non è presente materia oscura, o al più in minime quantità; questo studio ha analizzato la curva di rotazione delle stelle della galassia e la densità dell’idrogeno, mostrando che il gas illuminato corrisponde alla quasi totalità del gas presente nella galassia. Questo esito è piuttosto insolito e controverso e lascia aperte delle questioni, come ad esempio il modo in cui una galassia può formarsi senza un alone di materia oscura o come possa eventualmente perderla. Altre spiegazioni per le curve di rotazione non riescono a chiarire questa problematica.  M 94 è una delle galassia più luminose del Gruppo di M94, un gruppo di galassie che contiene un numero di galassie compreso probabilmente fra 16 e 24; si tratta di uno dei tanti gruppi posti nelle vicinanze del Superammasso della Vergine, come ad esempio il Superammasso Locale. Sebbene un gran numero di galassie possa essere associato a M 94, solo poche di queste sembrano essere gravitazionalmente legate fra di loro; molte delle altre galassie vicine sembrano muoversi in maniera autonoma.

M 106 (conosciuta anche come NGC 4258) è una galassia spirale; sembra che il suo interno ospiti un buco nero supermassiccio su cui sta collassando l’intera galassia. M106 si trova circa 2° a sud della stella 3 Canum Venaticorum, un astro di quinta magnitudine posto alcuni gradi a sud-est di Phecda, quest’ultima parte dell’asterismo del Grande Carro; grazie alla sua brillantezza è facilmente individuabile anche con un binocolo 10×50, a patto che però la notte sia propizia, in cui appare come una macchia di forma ovoidale. Un telescopio amatoriale di piccole dimensioni è in grado di mostrare il nucleo, più luminoso, mentre strumenti da 150-200mm di apertura sono il minimo richiesto per l’individuazione di alcuni particolari come l’irregolarità della luminosità dell’alone e i bracci di spirale. La sua declinazione è molto settentrionale: infatti questa galassia si presenta circumpolare da gran parte dell’emisfero boreale, come gran parte dell’Europa e parte del Nordamerica; dall’emisfero australe invece è possibile osservarla fino alle latitudini temperate medie. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra gennaio e agosto. M 106 fu scoperta da Pierre Méchain nel luglio del 1781; egli la descrisse come un oggetto nebuloso posto fra l’Orsa Maggiore e i Cani Venatici. Charles Messier osservò quest’oggetto e le indicò la posizione, ma non lo inserì nel suo famoso catalogo poiché era già stato pubblicato; solo negli anni cinquanta del XX secolo questo catalogo fu esteso. L’ammiraglio Smyth la descrisse come una nebulosa bianca piuttosto larga e ovale, orientata da NW a SE e con un nucleo più luminoso nella regione sud e i bordi laterali più netti delle sue estremità; infine, Padre Heinrich Ludwig d’Arrest la osservò con un telescopio da 280mm di apertura, descrivendola come un oggetto complesso dal nucleo brillante e braccia estese a nord e a sud. M 106 è un esempio di galassia di Seyfert; la rilevazione di inconsuete emissioni di onde radio e raggi X osservate tramite il radiotelescopio Very Large Baseline Array indica che probabilmente parte della galassia sta precipitando in un buco nero supermassiccio situato nel suo centro: nel nucleo infatti sembra che sia contenuta una massa pari a 36 milioni di masse solari, concentrata in un volume compreso fra 1/24 e 1/12 di anno luce, ossia fra 12000 a 54000 UA. La forma di M 106 ricorda quella della Galassia di Andromeda (M31), ma con una diversa inclinazione, in modo che siano così visibili perfettamente tutte le strutture delle nubi di polveri sul piano galattico; i bracci di spirale sono ricchi di regioni H II che nelle immagini si mostrano di colore blu e rosso, a seconda se siano associate o meno ad ammassi di stelle particolarmente calde e luminose. Nel 1981 fra i suoi bracci è apparsa una supernova, classificata come SN 1981K, che raggiunse la sedicesima magnitudine apparente; non essendo stato analizzato lo spettro, non si è mai saputo che tipo di supernova fosse. La distanza della galassia è stimata sui 21-25 milioni di anni luce e la sua massa totale è pari a circa 190 miliardi di masse solari; si allontana da noi alla velocità di 537 km/s.

NGC 4111 è una galassia che si presenta come un fuso elongato in senso NW-SE, in un campo ricco di altre galassie; per individuarla è sufficiente un telescopio rifrattore da 120mm di apertura. Il nucleo è evidente in telescopi di dimensioni maggiori, e si presenta come un rigonfiamento al centro della scia luminosa; si tratta dunque di una galassia a spirale, vista di taglio. Dista dalla Via Lattea circa 45 milioni di anni-luce.

NGC 4151 è una galassia spirale barrata. Si trova circa 4 gradi a SW della stella beta Canum Venaticorum. È la più grande e luminosa di un gruppetto di quattro galassie appariscenti e di una decina di galassie minori; un telescopio rifrattore già è sufficiente per individuarne il nucleo brillante, mentre con ingrandimenti maggiori si evidenziano pure i due bracci, disposti ai lati est e ovest del centro, quasi a formare delle “parentesi” attorno a questo. Dista dalla Via Lattea circa 42 milioni di anni-luce.

NGC 4214 è una galassia irregolare. Si tratta di una galassia situata appena al di fuori del Gruppo Locale (dista dalla Via Lattea circa 7,5 milioni di anni-luce), e fa parte di quel gruppo di galassie poste in posizione intermedia tra il nostro ed altri gruppi di galassie, quasi facendo da “ponte”, mettendo in dubbio l’esistenza stessa dei “Gruppi locali”. È una galassia di forma irregolare, vagamente rassomigliante a prima vista alla Piccola Nube di Magellano (ovviamente si tratta però di una galassia di dimensioni molto maggiori). Si può osservare anche con piccoli strumenti amatoriali, come telescopi rifrattori. Uno studio accurato ha consentito di scoprire che al suo interno è presente una rudimentale struttura a barra.

NGC 4244 è una galassia spirale; un telescopio di piccole dimensioni già la individua come un lungo fuso. Ingrandimenti maggiori consentono di osservare pure una sottile fascia scura che si snoda lungo tutta la galassia, con un aspetto simile a quello della Fenditura del Cigno. È la principale di un gruppo di galassie adiacente al nostro Gruppo Locale, al quale appare “collegato” dalla galassia NGC 4214. Dista dalla Via Lattea circa 16 milioni di anni-luce.

NGC 4395 è una galassia a spirale di debole brillanza superficiale. L’importanza di NGC4395 è di contenere il più piccolo buco nero supermassiccio che ha una massa di circa 300000 masse solari. Il buco nero fu scoperto nel 1989, la massa fu stimata tra 55000 e 65000 masse solari. Recenti misure ne hanno quintuplicato la stima.

NGC 4449 è una galassia irregolare. Si trova circa 2,5 gradi a NNW della stella β Canum Venaticorum. È una galassia di forma irregolare, che si mostra con una forma quasi rettangolare, dovuta alla presenza di una struttura a barra che le conferisce un aspetto allungato; la parte settentrionale è molto ricca di nebulose. Dista dalla Via Lattea circa 9 milioni di anni-luce, il che ne fa una delle galassie più vicine al nostro Gruppo Locale.

NGC 4490 è una galassia spirale barrata. È individuabile ad appena 30′ dalla stella beta Canum Venaticorum; si mostra come un fuso fortemente irregolare a causa dell’interazione con una piccola galassia vicina, NGC 4485. Entrambe sono visibili con uno strumento di 120-150mm di apertura, sebbene quest’ultima sia molto meno appariscente. Il nucleo è molto luminoso e domina sull’intera galassia; i bracci sono disposti in senso est-ovest, con quello occidentale rivolto verso la compagna NGC 4485. Il sistema dista dalla Via Lattea circa 23 milioni di anni-luce.

NGC 4618 è una galassia a spirale barrata distorta. È classificata come SBm, che significa che la sua struttura è vagamente simile a quella delle galassie a spirale. A volte è anche definita a spirale magellanica a causa della sua somiglianza con le nubi di Magellano. A differenza della maggior parte delle galassie a spirale, NGC 4618 ha un solo braccio, che le conferisce un aspetto asimmetrico, è uno dei tre esempi di galassia a singolo braccio incluse nell’Atlas of Peculiar Galaxies. Sebbene sia classificata come galassia peculiare, sono state scoperte molte altre galassie simili. Si era ipotizzato che la struttura asimmetrica della galassia fosse il risultato dell’interazione gravitazionale con NGC 4625. Simili strutture sono abbastanza comuni tra le galassie interagenti. Tuttavia, osservazioni sull’idrogeno neutro nelle due galassie, suggeriscono che solo una parte del gas al di fuori del disco di NGC 4618 è influenzata dalle interazioni gravitazionali. Questo sta ad indicare che la forma a braccio unico della galassia può essere il risultato di un processo intrinseco alla galassia stessa.

NGC 4631 è una grande galassia spirale. Si individua 4,5 gradi a NE della stella γ Comae Berenices; si presenta in piccoli strumenti come una lunga scia luminosa (nell’immagine è quella a destra). Telescopi da 200mm di apertura mostrano che il bulge si trova in posizione leggermente decentrata, ed è attraversato da una sottile striscia di nebulosità oscura e irregolare; a nord si individua la piccola galassia ellittica NGC 4627. Si tratta di una delle spirali orientate di profilo più grandi e vicine conosciute: la sua distanza dalla Via Lattea è stimata attorno ai 12 milioni di anni-luce, il che ne fa una delle spirali giganti più prossime al nostro Gruppo Locale; fa parte, assieme alla galassia NGC 4656, di un “Gruppo Locale” simile al nostro.

NGC 4656 è una galassia spirale irregolare. Si individua 4,5 gradi a NE della stella γ Comae Berenices; appare come una scia luminosa che verso nord assume una forma contorta e irregolare (nell’immagine è quella a sinistra). Telescopi da 200mm di apertura consentono di notare che in realtà la parte terminale del fuso, in questa direzione, è un’altra galassia, nana (NGC 4657), che, interagendo con la galassia principale, ne modifica l’aspetto originale, che doveva essere quello di una spirale barrata. La sua distanza dalla Via Lattea è stimata attorno ai 10 milioni di anni-luce; fa parte, assieme alla galassia NGC 4631, di un “Gruppo Locale” simile al nostro, nonché uno dei più vicini.

NGC 5005 è una galassia spirale. Si può reperire senza eccessiva difficoltà circa 3 gradi a WSW della stella alfa Canum Venaticorum; si presenta con telescopi di 150mm di apertura come una macchia ovale più luminosa al centro; occorre uno strumento con aperture superiori ai 200mm per poter osservare i suoi bracci, molto ben raccolti attorno al suo nucleo, molto luminoso. Dista dalla Via Lattea circa 68 milioni di anni-luce.

NGC 5033 è una bella galassia spirale. Si individua circa 3,5 gradi a WSW della stella alfa Canum Venaticorum; un telescopio di piccole dimensioni evidenzia soltanto la struttura del nucleo, che appare allungata in senso nord-sud. Telescopi con grande apertura e foto a lunga posa evidenziano le tenui strutture dei bracci di spirale, le cui dimensioni sono di gran lunga superiori a quelle del bulge centrale. Dista dalla Via Lattea circa 52 milioni di anni-luce.

NGC 5229 è una galassia a spirale vista di taglio a circa 16,7/23,7 milioni di anni luce di distanza dalla Terra. Fa parte del Gruppo di M51, anche se è relativamente distante dalle altre galassie di quest’ammasso. Dal nostro punto di vista sulla Terra, il disco della galassia, apparentemente deformato, sembra essere formato da gruppi interconnessi di stelle. La galassia misura circa 7 Kiloparsec di diametro e ha una età stimata che si aggira intorno ai 13,7 miliardi di anni, molto vicina a quella dello stesso Universo. È stata scoperta da Lewis Swift nel 1886 e possiede una magnitudine apparente pari a +14,5.

A metà via fra Denebola e Vindemiatrix

Virgo A (nota anche come M 87 o NGC 4486) è una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione della Vergine; fu scoperta da Charles Messier nel 1781 e domina l’Ammasso della Vergine, essendo una delle galassie più grandi conosciute. La sua relativa vicinanza alla Terra ne fa uno degli obiettivi privilegiati per la ricerca astronomica, in particolare per lo studio dei fenomeni altamente energetici in opera nel suo nucleo, che ospita un buco nero supermassiccio (il buco nero M87) della massa di 6,6 miliardi di volte superiore a quella del Sole.

A metà via fra le stelle Denebola e Vindemiatrix

M87 si trova in una regione di cielo priva di stelle luminose, fra le costellazioni della Vergine e della Chioma di Berenice; tuttavia si può individuare con una certa semplicità circa a metà via fra le stelle Denebola e Vindemiatrix. La galassia è anche alla portata di un binocolo di media potenza, come un 10×50, in cui si mostra, se il cielo è nitido e non inquinato, come una macchia molto debole e luminosa al centro; con telescopi di aperture comprese fra i 60mm e i 200mm il suo aspetto rimane lo stesso, mostrandosi come un oggetto dal nucleo molto piccolo e brillante e un alone molto esteso di colore biancastro che sfuma gradualmente nel fondo cielo. Il diametro dell’alone mantiene le sue dimensioni apparenti di 4′ anche con strumenti più potenti. M87 può essere osservata con facilità da entrambi gli emisferi terrestri e da tutte le aree abitate della Terra, grazie al fatto che la sua declinazione non è eccessivamente settentrionale; dalle regioni boreali è maggiormente osservabile e si presenta estremamente alto nel cielo nelle notti di primavera, mentre dall’emisfero australe appare mediamente più basso, ad eccezione delle aree prossime all’equatore. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra marzo e agosto.

Storia delle osservazioni

Charles Messier fu il primo ad osservare questa galassia, che la descrisse come una nebulosa tonda e senza stelle, con un centro molto piccolo e circondato da un alone debole ma esteso; la inserì nel suo catalogo col numero 87, paragonandola nella descrizione alle altre galassie M84 e M86; William Herschel la descrisse come una semplice nube molto luminosa, tonda e più brillante al centro.

3C 274

M87 si trova nelle regioni più centrali dell’Ammasso della Vergine ed è probabilmente la galassia più estesa di questo ammasso di galassie. Nella banda della luce visibile è visibile solo come una macchia estesa e lattiginosa con un nucleo molto piccolo; tuttavia nel suo centro è presente una potente radiosorgente nota come Virgo A o 3C 274. La sua massa è pari ad almeno mille miliardi di masse solari. Nel 1919 è stata osservata nei pressi del suo nucleo una supernova che raggiunse la magnitudine 12,3.

Ammassi globulari

M87 possiede un numero molto alto di ammassi globulari, stimato tra 13.000 e 15.000 (per confronto, la Via Lattea possiede tra 150 e 200 ammassi globulari). È probabilmente il numero di ammassi globulari più alto conosciuto per una galassia. Il grande numero di ammassi ha aiutato gli astronomi a valutare la distanza della galassia (circa 60 milioni di anni luce), studiandone la distribuzione in luminosità.

Un buco nero con una massa di circa 3 miliardi di masse solari

Nel 1918 l’astronomo Heber Curtis del Lick Observatory scoprì un getto di materia emergente da M87, che descrisse come “uno strano raggio diritto”. Il getto si estende per almeno 5000 anni luce dal nucleo di M87 ed è composto da materia espulsa dalla galassia, molto probabilmente da un buco nero. L’ipotesi è stata rafforzata dalla scoperta di un disco di gas in rapida rotazione attorno al nucleo della galassia. Tale buco nero dovrebbe avere una massa di circa 3 miliardi di masse solari. M87 è inoltre sorgente di onde radio, raggi X e raggi gamma. La sua vicinanza l’ha resa una delle radiogalassie più studiate. Il getto che vediamo che si origina dal centro è solo la parte rivolta verso la nostra direzione di un doppio getto, la cui controparte è situata dall’altra parte della galassia ed è quindi invisibile a noi. Il getto è diviso da una decina di noduli, scoperti dall’Osservatorio di Monte Palomar, risolvibili a loro volta in strutture minori; la massima emissione del getto avviene nella lunghezza d’onda dell’ultravioletto, sebbene sia visibile anche in alcune immagini ad alta risoluzione presi nella banda della onde radio: ciò comporta che l’origine della radiazione UV sia la stessa di quella radio, ossia una emissione di sincrotone causata da elettroni che viaggiano a velocità prossime a quella della luce disposte su un campo di forza di un campo magnetico. Il Telescopio Spaziale Hubble ha trovato evidenze della presenza di un buco nero: nel suo centro è infatti presente una massa compresa fra due e tre miliardi di masse solari, compattate in un raggio di 60 anni luce. In un’immagine ripresa dal Telescopio Hubble nel 1999 sembrano esserci le evidenze di un apparente moto superluminare del getto, stimabile fra quattro e sei volte la velocità della luce; si crede che il moto sia solo un effetto visivo della velocità relativistica del getto e non di una reale velocità superiore alla luce. Tuttavia questi rilievi sembrano supportare la teoria secondo la quale i quasar, gli oggetti BL Lacertae e le radiogalassie siano in realtà lo stesso tipo di oggetto, ossia galassie attive viste da prospettive differenti.

L’Ammasso di galassie della Vergine

L’Ammasso della Vergine è il più vicino ricco ammasso di galassie. Con una distanza di “soli” 60 milioni di anni luce, molte delle sue galassie sono visibili con piccoli telescopi. Si tratta di un tipico ricco ammasso di galassie, con circa 1500 membri. La sua grande massa è causa delle grandi velocità peculiari di molte delle sue galassie, a volte fino a 1.600 km/s (rispetto al centro dell’ammasso). Per confronto, lo spostamento verso il rosso dell’ammasso corrisponde ad una velocità di soli 1.100 km/s. L’Ammasso della Vergine è il membro più massiccio del Superammasso Locale, e i suoi effetti gravitazionali si fanno sentire rallentando e attirando le galassie vicine. Per esempio, il nostro Gruppo Locale di galassie si sta avvicinando all’Ammasso della Vergine ad una velocità di 200 km/s. La galassia gigante M87 è il membro dominante di questo gruppo. Il 1º marzo 2007, l’astronomo giapponese Koichi Itagaki ha individuato la supernova SN 2007af. La supernova è stata individuata nella galassia NGC 5584 e la luminosità è progressivamente aumentata fino a diventare visibile anche a molti telescopi amatoriali. Come in altri ammassi ricchi di galassie, il mezzo intergalattico dell’ammasso della Vergine è pieno di un plasma a temperature molto elevate (milioni di kelvin), rilevabili attraverso l’emissione di raggi X, ed un numero relativamente elevato di stelle intergalattiche (circa il 10% della massa totale in stelle dell’ammasso), tra cui un certo numero di nebulose planetarie, che si pensa siano state espulse dalle loro galassie a causa delle interazioni gravitazionali con altre galassie. Sono presenti anche regioni di formazione stellare, e, anche se le prove furono inizialmente controverse, ammassi globulari, forse strappati per lo più da galassie nane.

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