IL LETARGO DELLE GALASSIE NANE

Nell'immaginario collettivo, una galassia è vista come un insieme, solitamente di vaste dimensioni quali esse sono, contenente un grandissimo numero si stelle frammiste a vaste quantità di gas e polveri; la nostra galassia, la Via Lattea, è una galassia dalla forma a spirale e con un numero stimato di stelle non lontano dai 1.000 miliardi di unità. Se poi, a tutto questo, ci aggiungiamo la componente "invisibile" delle galassie, gli aloni di materia oscura che le avvolgono sull'esistenza dei quali si hanno prove indirette, ecco che il quadro di questi che vengono considerati essere i "mattoni" dell'Universo si fa molto più complessa.

Con l'avanzare della tecnologia applicata ai grandi telescopi si è visto, però, come l'Universo sembra essere popolato da un numero - molto più grande di come ritenuto in passato - di galassie dalle dimensioni assai più contenute che, per l'appunto, sono state definite "galassie nane": ad oggi sono state identificate oltre 40 galassie nane, tra confermate e candidate, satelliti della Via Lattea, oltre alla scoperta di numerose correnti stellari che rappresentano quanto resta di galassie nane ormai completamente disgregate dalle forze mareali della nostra galassia.

I dati ad oggi acquisiti su questi oggetti che, proprio a causa delle loro minute dimensioni, si rendono difficilmente visibili nelle vaste profondità del Cosmo; è pur vero questi piccoli sistemi sono stati osservati a distanze cosmologiche, situate così lontane da noi che lo stesso Universo, all'epoca in cui i loro fotoni partirono per giungere oggi ai nostri telescopi, era addirittura nelle prime fasi della sua formazione.

Lo stato dell'arte sulle galassie nane descrive tali strutture, quasi sempre dalle forme irregolari, quali composte da 100 milioni ad alcuni miliardi di stelle: in effetti, pochissime, quando confrontate con quelle di altre galassie di maggiori dimensioni (uno degli esempi più noti di galassia nana è senz'altro quello delle "Nubi di Magellano", satelliti della Via Lattea; delle due, la "Grande Nube" si stima essere popolata da "solo" 30 miliardi di stelle). Nel video qui di seguito (©European Suthern Observatory), è visibile un bellissimo zoom sulla galassia nana IC1613, ripreso al VLT: in questo caso, la piccola galassia appare insolitamente povera di polvere cosmica:

Le osservazioni telescopiche ci dicono come le galassie nane avrebbero smesso di creare nuove stelle in un tempo lontanissimo, circa 12 miliardi di anni fa; in quella lontana epoca, tali sistemi sarebbero entrati in una sorta di "letargo" nella formazione di nuove stelle: uno stato che, però, sarebbe stato solo "temporaneo".

Simulazioni effettuate su potenti computer da ricercatori presso l'Università di Lund, in Svezia, hanno mostrato che ad interrompere il tasso di formazione stellare nelle galassie nane potrebbe essere stato il riscaldamento indotto dalla grande energia sviluppata dalle supernoave Ia, prodotte dall'esplosione di nane bianche (piccole e stelle deboli nate dalla degenerazione atomica del nucleo di stelle nana dalla massa solare). Sarebbero stati proprio questi eventi così energetici a prevenire il processo di formazione di nuove stelle nelle galassie nane, portando così tali sistemi in uno stato dormiente.

In seguito, il gas prodotto a seguito delle deflagrazioni delle nane bianche precedentemente esplose, condensandosi avrebbe portato alla "rinascita" di nuove generazioni di stelle, per l'appunto, in tempi successivi.

I VASTI E DURATURI BRILLAMENTI DI PICCOLE STELLE BLU

Uno degli strumenti più potenti di cui si avvale l'Astrofisica è il cosiddetto “diagramma HR” (dal nome dei due astronomi E.Hertzsprung ed H.N.Russell che, verso il 1910, lo idearono indipendentemente l'uno dall'altro), un grafico dove la temperatura superficiale (sulle ascisse, asse x) di una stella è messa in relazione con la sua la luminosità intrinseca (riportata sulle ordinate, asse y); parametri fisici quali massa, età o composizione chimica delle stelle, pur non essendo “misurabili” al telescopio, possono essere derivati proprio attraverso il diagramma HR.

Con lo studio dell'intensità del flusso elettromagnetico emesso su più lunghezze d'onda dalle stelle che costituiscono gli ammassi globulari, atto proprio a costruire un diagramma HR per questi oggetti al fine di determinarne i parametri sopra descritti, gli astronomi americani H.Arp, W.Baum e A.Sandage notarono la presenza di quello che venne chiamato “ramo orizzontale estremo” o “ramo orizzontale di stelle blu”, composto da stelle con temperature tra 20 e 40 mila K; e ad inserirsi proprio in quell'area del diagramma HR sono quelle stelle di massa solare che, durante la loro evoluzione, hanno superato lo stadio di gigante rossa.

L'energia di tali stelle è prodotta con la fusione di tre nuclei di elio (chiamate anche particelle alfa) in uno di carbonio dell'elio nel loro nucleo (processo, detto, triplo-alfa) e, subito al di sopra di questo, dalla fusione di idrogeno in elio tramite processo CNO. All'inizio di questo ciclo di fusione termonucleare, le giganti rosse subiscono sostanziali cambiamenti nella loro struttura; contraendosi, queste vanno incontro ad una riduzione della luminosità mentre la temperatura alla superficie si innalza portando la stella a divenire di colore bianco-azzurro. Le stelle che si trovano in questa fase evolutiva sono caratterizzate dal possedere temperature molto più alte di quanto ci si aspetterebbe da una normale stella che fonde l'elio nel suo nucleo.

E' stato osservato come, all'interno della Galassia, tali stelle si trovano associate in sistemi binari, in orbita a compagne molto vicine; solitamente, si tratta dinane bianche o comunque nane di sequenza principale ma in alcuni casi, laddove la massa totale del sistema eccede quella del limite di Chandrasekhar, Non accade così, invece, in ammassi stellari ad elevata densità quali quelli “globulari”, dove le stelle blu del ramo orizzontale qui presenti non possiedono compagne. La spiegazione accettata è quella che tali stelle, in tali ambienti, si formino dalla fusione di nane bianche.

Con l'intento di osservare l'emissione nell'ultravioletto vicino di queste stelle, è stato possibile rivelare la loro presenza anche all'interno di tre ammassi globulari, dove le stelle più calde ed estreme spiccano luminose rispetto alle stelle più fredde, quindi più rosse, ivi presenti, è stato però scoperto che tali stelle esibivano cambiamenti regolari nella loro luminosità apparente, con periodi che andavano da qualche giorno fino a diverse settimane. Escludendo, per approssimazione di soluzione, le possibili ipotesi sulla natura di tali cambiamenti fotometrici, l'unica soluzione rimasta a spiegare quanto osservato è la presenza di macchie presenti sulla superficie di tali stelle.

Come noto, le macchie solari appaiono e scompaiono seguendo il ciclo undecennale di attività esibito dalla nostra stella. Come per il Sole, anche quelle quelle osservate sulle stelle blu del ramo orizzontale presenti negli ammassi globulari sono prodotte dal loro campo magnetico della stella; ma, al contrario di quanto accade sul Sole, dove le macchie appaiono scure in quanto più fredde rispetto al resto della superficie, quelle presenti su tali stelle calde sono più luminose e calde rispetto alla superficie che le accoglie. Un'altra caratteristica di tali macchie è quella di essere significativamente più grandi rispetto alle corrispettive macchie presenti sul Sole, arrivando ad estendersi fino ad un quarto della superficie della stella! Non da meno, tali macchie sono incredibilmente persistenti, durando infatti per decenni (le singole macchie solari, al contrario, sono alquanto effimere, durando solo pochi giorni o, al massimo, qualche settimana). I cambiamenti nella luminosità apparente su queste stelle sono dati proprio dalla loro visibilità o meno alla Terra man mano che la stella avanza durante la sua rotazione.

E stato inoltre scoperto come un paio di stelle queste stelle blu del ramo orizzontale mostravano improvvise esplosioni di energia e un altro segnale della presenza di un campo magnetico; qualcosa di molto simile ai brillamenti che appaiono sulla superficie solare vediamo sul Sole (dove i brillamenti sono causati da improvvisi rilasci di energia a seguito della riconnessione delle linee del di forza del campo magnetico solare) ma almeno dieci milioni di volte più energetici.

Ne consegue come, alla pari del Sole, anche per tali singolari stelle i loro campi magnetici siano estremamente importanti per spiegare non solo le loro proprietà ma anche quelle delle nane bianche, oggetti che rappresentano lo stadio finale della vita delle stelle simili al Sole e mostrano varie somiglianze con le stelle estreme del ramo orizzontale.

Nel video sopra presente (©European Southern Observatory), la chiara differenza tra il Sole ed una di queste stelle estreme del ramo orizzontale, dove è visibile il cambiamento della luminosità di quest'ultima a seguito della sua rotazione. 

IL GETTO RELATIVISTICO DI NGC383

NGC383 è una galassia di tipo lenticolare situata nella parte più settentrionale della costellazione dei Pesci. Lontana oltre 230 milioni di anni luce dalla Via Lattea, è una radiogalassia che emette due getti di materia contrapposti dalla morfologia irregolare; questi sono alimentati dal disco di accrescimento in orbita attorno ad un buco nero supermassiccio situato nel nucleo della galassia. Tale galassia è presente nel "Atlas of Peculiar Galaxies" edito dall'astronomo canadese A.Arp nel 1966, consistente in galassie o gruppi di galassie dalla struttura morfologia fuori dal normale. E, a ben guardare la splendida immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble (sotto, a sx), la galassia presenta un nucleo dall'aspetto prettamente stellare.

I più esperti avranno sicuramente realizzato nelle caratteristiche sopra elencate quelle di un quasar (NGC383 è, per questo, nota anche come "Quasar 3C31"), oggetti che risultano essere i più energetici tra quelli presenti nell'Universo. Tipicamente i quasar emettono in un solo secondo l'energia (in forma di raggi X, gamma), estremamente variabile, emessa da 1000 galassie, ma da una regione milioni di volte più piccola di una singola galassia. 

I modelli astrofisici oggi accettati propongono che all'origine delle straordinarie emissioni energetiche dei quasar ci sia un buco nero supermassiccio; parte del materiale gassoso in caduta attorno al buco nero viene in realtà proiettato verso l'esterno lungo enormi e veloci getti di particelle che si generano dal buco nero, perpendicolari al suo disco di accrescimento. Questi terminano sui radiolobi, raggiungendo dimensioni anche di un oltre milione di anni luce!

La regione centrale dove si forma il getto a noi visibile è stata osservata nei raggi X dal telescopio spaziale Chandra, il quale ha potuto rilevare radiazione di sincrotrone (immagine sopra a dx, combinata con ripresa del telescopio spaziale Hubble in luce visibile), prodotta da elettroni che si muovono a velocità prossime a quella della luce. L'energia in gioco è enorme, tanto che i due getti vengono sparati fino a migliaia di anni luce dal buco nero per poi dissiparsi sotto forma di filamenti.

L'APPARENTE BARRA PULSANTE DELLA VIA LATTEA

Una galassia a spirale barrata, o anche galassia spirale barrata, è una galassia a spirale dal cui bulbo centrale si dipartono due prolungamenti di stelle che nell'insieme ricordano una barra. In queste galassie i bracci curvi della spirale partono dalla barra, anziché dal nucleo. Per lunghi anni, la nostra galassia, la Via Lattea, venne ritenuta essere una delle tante comuni e semplici spirali sparse nel Cosmo, forse anche per il fatto che anche le due altre grandi galassie che governano il Gruppo Locale di Galassie - quella di Andromeda e quella del Triangolo - sono anch'esse spirali.

A partire dagli anni '80 del secolo scorso, però, nella comunità astronomica prese piede l'ipotesi che la Via Lattea (detta, più semplicemente, "la Galassia", con la G maiuscola) fosse, in realtà, una spirale barrata; sospetto confermato dalle osservazioni condotte nel 2005 dal telescopio spaziale Spitzer, che evidenziarono come la barra centrale della Via Lattea fosse in realtà molto più larga di quanto inizialmente sospettato. Nel quadro oggi delineato, la Galassia è costituita da un rigonfiamento centrale (detto anche "bulge", in inglese) attraversato da una barra costituita da stelle molto vecchie e dalla quale si dipartono quattro braccia a spirale che vanno a costituire il disco galattico, ove si dispongono giovani stelle nonché le aree nebulari che danno nascita alle stelle.

Nonostante oggi la Via Lattea sia finalmente considerata essere una galassia spirale barrata di tipo SBbc, con le braccia moderatamente aperte, un mistero ha sempre avvolto il movimento delle stelle nelle regioni centrali della Galassia tanto che i dati ottenuti hanno alimentato, per anni, il cosiddetto "paradosso della barra galattica" venutosi a creare.

La barra centrale che viene osservata in quasi tutte le galassie a spirale, ovunque nell'Universo, è probabile conseguenza dei processi evolutivi che avvengono in tali galassie tanto da rappresentarne un indice di vecchiaia. Conoscere le reali dimensioni di tali strutture nonché la velocità di rotazione delle stelle che le compongono è fondamentale per comprendere come si formano ed evolvono le galassie.

Ed è proprio studiando la velocità delle stelle situate in aree galattiche differenti che in questi ultimi 5 anni le certezze relative alle dimensioni della barra nonché alla velocità di rotazione della Galassia hanno vacillato e non poco; se da un lato le misure di velocità di stelle vicine al Sole portano ad uno scenario dove è la barra galattica è sia veloce che piccola, altre osservazioni condotte su stelle situate nella regione centrale galattica indicano che tale barra è significativamente più lenta e più grande: è proprio questo il paradosso sopra citato.

Al fine di porvi una soluzione, un gruppo internazionale di astronomi ha condotto simulazioni circa le caratteristiche morfologiche della Galassia; applicando in super-computers dati inerenti modelli diversi, i risultati mostrano come sia le dimensioni della barra che la sua velocità di rotazione non sono costanti nel tempo ma fluttuano rapidamente portando, ciclicamente, la barra ad apparire fino a due volte più lunga e a ruotare e il ​​20% più velocemente rispetto al normale!

La barra galattica subisce quindi delle pulsazioni cicliche; stando alle simulazioni, queste verrebbero indotte dalla vicinanza e dal seguente allontanamento delle braccia a spirale alla barra centrale. Come noto, le braccia di una galassia a spirale ruotano con velocità diversa attorno al centro galattico rispetto alla barra; quando barra e braccia si avvicinano, la reciproca attrazione gravitazionale rallenta la rotazione della barra, accelerando quella delle spire. Quando barra e spire divengono connesse, le due strutture si muovono all'unisono: tale situazione porta la barra ad apparire più lunga ma a ruotare più lentamente di quanto non lo faccia realmente. Al seguente riallontanarsi delle braccia dalla barra, quest'ultima accelera, mostrando le sue reali dimensioni, mentre le braccia rallentano. 

Istantanea estratta dalla simulazione effettuata ai supercomputer, dove barra e braccia spirale ruotano a velocità differenti. Quando lontane, la barra mostra le sue reale e più piccole dimensioni (a sx); con barra e spire collegate, la barra appare più lunga e la sua rotazione più lenta (a dx) (Image credits: University of Surrey)

Il paradosso della barra galattica può essere semplicemente spiegato se viviamo in un momento in cui barra e spire sono connesse: situazione che fornisce la mera illusione di una barra grande e lenta. Al momento, le osservazioni delineano come il braccio a spirale interno della Via Lattea sia attualmente collegato alla barra. Stando alle simulazioni, ogni ciclo durerebbe circa 80 milioni di anni. Il video qui di seguito inserito (Credits: University of Surrey) mette in evidenza come, a seguito del ciclico incontro tra barra centrale e braccia a spirale, la barra rallenta, apparendo a noi più lunga:

MOTO E RINASCITA DI DUE PICCOLE GALASSIE

Nel 2014, il telescopio spaziale Hubble riprese una coppia di piccole ma bizzarre galassie, chiamate rispettivamente Pisces A e Pisces B. Studi seguenti condotti su questi due oggetti, lontani rispettivamente 19 e 30 milioni di anni luce dalla nostra galassia, hanno messo in evidenza come queste due piccole galassie potrebbero essere nate isolate nel vuoto cosmico per poi muoversi verso un gruppo di galassie loro vicino; tale processo avrebbe accelerato i fenomeni di formazione stellare in esse visibili, evitando alle stesse di scomparire una volta che tutte le loro stelle avrebbero esaurito il proprio ciclo vitale.

Secondo le stime, meno di 100 milioni di anni fa le due galassie nane, che potrebbero contenere circa 10 milioni di stelle, avrebbero raddoppiato il proprio tasso di formazione stellare; dato rilevato dai colori delle stelle in esser presenti, che rivela come i due sistemi contengano da 20 a 30 luminose stelle blu: il colore blu è segno della loro giovinezza, stimata per l'appunto in meno di 100 milioni di anni. Pisces A e B hanno prodotto la maggior parte delle loro stelle molto tempo fa; per miliardi di anni avrebbero dimorato nel cosiddetto Vuoto Locale, un'ampia regione scarsamente popolata da galassie. A causa di moti locali dovuti sempre all'attrazione gravitazionale, le due galassie nane sono poi sopraggiunte in una regione che, a differenza del passato, è piena sia di galassie che gas intergalattici: ambiente dalla densità ideale utile all'innesco di stelle di nuova generazione.

Nell'immagine che ritrae Pisces B, l'oggetto luminoso con raggi di diffrazione in basso a sinistra del centro è una stella presente in primo piano, appartenente  alla nostra galassia, la Via Lattea. Prestando attenzione, si rendono visibili anche diverse galassie di fondo, molto più distanti della coppia.

IL GIGANTESCO ANELLO DI AGC203001

Saturno è il più famoso oggetto "spaziale" noto alla collettività per possedere un anello di materiale attorno ad esso. Strutture simili esistono in realtà un po ovunque nel Cosmo, laddove la gravità tiene legata questo o quel tipo di materia, con la stessa forza sviluppata radialmente attorno ad un centro di massa, sia esso un pianeta oppure, come in questo caso, addirittura di una gigantesca galassia. Ecco il caso della galassia AGC203001, visibile in questa immagine composita di luce visibile e radio onde, quest'ultima ottenuta al radiotelescopio Giant Metrewave situato in India, dalla parabola larga ben 30 metri.

La galassia in questione è lontana ben 200 milioni di anni luce dalla nostra, la Via Lattea, mettendo in relazione questo valore con le dimensioni angolari con cui l'anello si presenta alla nostra visuale, tale struttura risulta avere un diametro di quasi 300 mila anni luce, ben maggiore della stessa Via Lattea.

La sola presenza di un anello gassoso così grande è già di per se un mistero; aggiungendo a questo il fatto che tali strutture sembrano aver luogo a seguito di fenomeni di scontro e fusione di galassie, che a loro volta danno luogo alla formazione di nuove generazioni di stelle nelle galassie coinvolte, la mancanza di nuove stelle in AGC203001 è un'altro punto interrogativo. Alcune teorie suggeriscono che, a seguito della collisione, il gas appartenente alla galassia sia divenuto troppo caldo da non permettere la formazione di stelle oppure così poco denso da non evitare fenomeni di collasso gravitazionale che portano alla nascita di nuove generazioni di stelle.

NUOVE SCOPERTE SU ETA CARINAE

Situata nella costellazione australe della Carena e lontana 7.500 anni luce dal Sistema Solare, η (Eta) Carinae è una delle stelle più massicce e luminose della nostra galassia.

La sua luminosità apparente (6a grandezza) è così bassa da renderla a mala pena visibile ad occhio nudo; in passato, però, tale stella manifestò diversi e notevoli aumenti di luminosità l'ultimo dei quali, nel 1843 (evento noto come “grande eruzione”), portò η Carinae per alcuni mesi non solo a superare la seconda stella del cielo notturno per luminosità, Canopus (mag. apparente 0,72) ma a rivaleggiare addirittura con Sirius (mag. apparente 1,42), la più luminosa stella del cielo notturno!

Il bizzarro comportamento luminoso di η Carinae a portato quindi gli astronomi a seguirla costantemente con telescopi sempre più sofisticati e su un ampio spettro di lunghezze d'onda.

I dati ad oggi acquisiti delineano η Carinae essere la componente più massiccia di un sistema di due stelle, nata con una massa almeno 150 volte quella del Sole e dotata di un potere radiante pari a 5 milioni di volte quella della nostra stella: di stelle "estreme" come η Carinae se ne contano davvero poche nella Galassia, più di una decina!

Si ritiene che tali stelle raggiungano il cosiddetto limite di Eddington, quel valore massimo raggiungibile dalla pressione di radiazione senza che questa vada a dissolvere nello spazio esterno alla stella i suoi strati gassosi più esterni; stelle con più di 120 masse solari sarebbero teoricamente in grado di superare questo limite ma la loro enorme massa produce una gravità così forte da mantenerne integra la struttura nonostante l'elevatissima pressione di radiazione.

Una possibile spiegazione per la variabilità luminosa di questo "mostro" cosmico è che tali variazioni siano state indotte da complesse interazioni tra questa e due altre stelle ad essa gravitazionalmente legate in un unico sistema: in tale scenario, η Carinae avrebbe letteralmente inghiottito una delle due compagne, innescando la grande eruzione registrata nel 1843 e la prova di quell'evento risiederebbe negli enormi lobi bipolari - ortogonali all'asse di rotazione - che circondano la stella, formati da polveri e gas caldo entrati in interazione con altro materiale espulso dalla stella in precedenti episodi.

Negli ultimi 25 anni, questa super-stella è stata spesso seguita dal telescopio spaziale Hubble; di recente, usando la Wide Field Camera 3 al fine di mappare la struttura nebulosa che circonda η Carinae in luce ultravioletta, in particolare quella prodotta dal magnesio presente nel gas caldo in espansione (in blu nell'immagine), è stata prodotta la stupenda immagine qui di seguito presentata (i bellissimi colori derivano dall'assegnazione del blu (F280N), verde (F336W) e rosso (F658N) ad ognuna delle immagini monocromatiche, ovvero in scala di grigi, ottenute con filtri individuali): 

La sorprendente immagine di Eta Carinae ottenuta dall'HST con, indicate, le reali dimensioni della nebulosa prodotta dalla grande eruzione del 1843 e da altre precedenti (Image credits: NASA/ESA)

Prima di tale acquisizione, si riteneva che il magnesio ivi presente sarebbe lo si sarebbe dovuto reperire frammisto ai più esterni filamenti di azoto incandescente (in rosso nell'immagine): grande sorpresa, quindi nel rilevare come questo sia invece presente nello spazio interposto tra i due lobi i densi filamenti di azoto, in un'area in cui ci si aspettava vi fosse il vuoto.

Evidentemente, la grande quantità di magnesio, che sui espande ad alta velocità, è stata espulsa dalla stella appena prima dei due lobi bipolari (parliamo sempre della grande eruzione dell’800) ma non è ancora entrata in collisione con il restante materiale che la circonda.

Un'altra curiosa caratteristica visibile nella ripresa sono le “strisce blu” rettilinee che partono dalla stella centrale; laddove la luce ultravioletta prodotta dalla stella oltrepassa alcune dense aree di polvere (o passa attraverso buchi ivi presenti), viene prodotta un'ombra lunga e sottile, fenomeno simile a ciò che accade quando i raggi del Sole attraversano bordi o buchi nelle nuvole della nostra atmosfera.

Lo spettacolo finale di η Carinae giungerà nel momento in cui la stella esploderà come supernova, evento che teoricamente potrebbe essere già avvenuto; il nucleo denso di questo mostro muterà, invece, in un buco nero.

LE GALASSIE-MEDUSA

Parlando di Universo, la prima cosa spesso associata a tale definizione è la dimensione degli immensi spazi cosmici; altre volte, la mente ricorre subito ad idealizzare la magnificenza di oggetti quali pianeti inanellati o nebulose.

Certamente più atipico è, invece, associare agli oggetti che popolano il Cosmo forme bizzarre, tali che neanche la fervida fantasia umana riuscirebbe ad immaginare; tra i casi più incredibili - e, diciamolo, anche poco noti! - quello delle cosiddette “galassie-medusa”, enormi e distanti "universi-isola" caratterizzati dell’esibire vaste appendici gassose in grado di attivare nel nostro cervello illusioni di pareidolia. 

Ma di cosa parliamo?

Muovendosi all'interno degli ammassi di galassie, permeati da vaste quantità di gas caldo, la pressione esercitata da quest’ultimo (che potremmo definire come una sorta di “vento intergalattico”) porta il gas presente nelle galassie (legato a queste in maniera meno forte rispetto alla pressione esercitata da quello presente nel mezzo intergalattico) a subire una forza di trascinamento che lo spinge al di fuori di esse.

Come risultato di tale fenomeno, la formazione di lunghe e sorprendenti code di gas (solitamente rosso, colore caratteristico dell'idrogeno ionizzato) che fuoriescono dalle galassie, dando a queste meduse con relativi tentacoli!

In tali code, laddove il gas viene compattato, aumentando di temperatura e densità, è quindi facile l’attivazione di intense aree di formazione stellare.

Le immagini qui presentate mostrano chiaramente come il materiale gassoso stia scorrendo al di fuori di tale galassie galassia lungo i rossi “tentacoli” visibili che, infatti, esibiscono velocità diverse rispetto al disco delle galassie.

Alcuni tra i più famosi esempi di galassie-medusa: in senso orario, da sx in alto: NGC4402, ESO 137-001, JO204 e D100

Ma lo stesso tipo di pressione esercitata dal gas presente nel mezzo intergalattico (detta “a pistone”) induce parte del gas presente nelle galassie a precipitare nelle loro parti più interne, dove si annida il buco nero che le governa: l’arrivo di tali quantità di gas all'orizzonte degli eventi di questi "mostri" cosmici induce quindi emissioni ad alta energia, manifestate nella spropositata luminosità delle regioni nucleari (image credits: ESO)

HYPERION, GIGANTESCO PROTO-SUPERAMMASSO DI GALASSIE

La luce che raggiunge la Terra da galassie estremamente distanti ha impiegato molto tempo per viaggiare e giungere ai nostri rilevatori: questa proprietà permette quindi di sondare l'Universo nel suo lontano passato ovvero quando esso era decisamente giovane.

Poiché la lunghezza d'onda della luce di questi oggetti viene notevolmente dilatata dall'espansione dell'Universo - effetto noto come “spostamento verso il rosso” o, più semplicemente, redshift - ne consegue che galassie lontanissime esibiscono redshift più grandi in proporzione alla loro distanza e, quindi, al tempo: il redshift diviene, quindi, una sorta di marcatore dell'età stessa dell’Universo!

Ebbene, da poco è stato scoperto un superammasso di galassie con redshift pari a 2,5: in altre parole, l’oggetto era presente nell’Universo già 2,3 miliardi di anni dopo il Big Bang!

Il protosuperammasso Hyperion (Image credits: VLT/ESO)

A tale struttura è stato attribuito il nome Hyperion, preso da quello di uno dei giganteschi Titani della mitologia greca; e non a caso. La massa di questo proto-superammasso è a dir poco immensa, stimata in oltre un milione di miliardi di volte quella del Sole (!): una valore così "titanico" da essere, a tutti gli effetti, la più grande e più massiccia struttura trovata in un’ubicazione così lontana nel tempo e nello spazio!

Strutture come questa sono state in realtà già osservate nell'Universo a redshift più bassi: in'un età a noi più recente, quindi, alla quale l'Universo ha già avuto tempo sufficiente per permettere ai superammassi di evolversi in strutture così grandi. Stando così le cose, non è difficile comprendere come la stessa esistenza dell'immenso Hyperion, già presente quando l'Universo era giovanissimo, sia un vero rebus! 

Hyperion, situato nella costellazione del Sestante, è stato identificato analizzando il grande numero di dati ottenuti dallo strumento VIMOS Ultra-deep applicato al Very Large Telescope (ESO), che fornisce una mappa tridimensionale dell'Universo distante senza precedenti sulla distribuzione di oltre 10 mila galassie!

La struttura di questo proto-superammasso è alquanto complessa: Hyperion contiene almeno 7 regioni ad alta densità - simili a grandi bolle - collegate da filamenti di galassie.

Mentre i superammassi presenti nell’Universo attuale tendono ad avere una distribuzione della loro massa molto più concentrata, la struttura di Hyperion è distribuita più uniformemente; tale differenza è probabilmente dovuta al fatto che i superammassi presenti nell'Universo recente, vecchi di miliardi di anni (molto più di Hyperion, quindi, che appare a noi quando era giovane), hanno avuto il tempo utile affinché la forza di gravità aggregasse la materia in regioni più dense.

Il grande ammasso di galassie di Ercole, lontano oltre 1 miliardo di anni luce, ripreso da VST (Very Large Survey Telescope); come gran parte dei superammassi galattici, la sua struttura appare notevolmente diversa da quella di Hyperion a seguito dell'evoluzione intercorsa a seguito della maggiore età

Grazie alle sue grandi dimensioni, già presenti nel giovane Universo, si ritiene che Hyperion possa evolversi in qualcosa di simile alle immense strutture presenti nell'Universo recente quali lo Sloan Great Wall o il superammasso della Vergine, quest'ultimo centro gravitazionale verso il quale si muove il Gruppo Locale di galassie che contiene anche la nostra, la Via Lattea.

LA STRANA SUPER-TERRA GEMELLA DI MERCURIO

Nella continua ricerca di pianeti extra-solari, di tanto in tanto saltano all'attenzione alcuni casi veramente interessanti, soprattutto quando trattasi di pianeti di "tipo terrestre" ma con massa o dimensioni molto maggiori di quelle del nostro pianeta: motivo per il quale vengono definiti "super-Terre". 

Uno di questi è stato scoperto nel 2018 attorno ad un'anonima stellina di decima grandezza situata nella costellazione della Vergine, nota come K2-229: una nana arancione di sequenza principale lontana 339 anni luce dal Sistema Solare, dal raggio e massa pari al 79% e all'84% dei corrispettivi solari.

Rappresentazione artistica di K2-229 b durante un transito sulla stella K2-229

Con i dati ottenuti dal telescopio spaziale Kepler, è stato possibile individuare non uno ma ben tre pianeti attorno ad essa: tutti, aventi un'orbita così stretta da essere più vicini alla loro stella madre di quanto non sia Mercurio al Sole!

Studiando la velocità radiale della stella e i transiti che il più interno di questi tre pianeti (che orbita attorno alla stella in soli 14 giorni!) compie passando sul suo disco luminoso causando le variazioni di luminosità osservate da Kepler, è stato possibile determinare la dimensione e la massa del pianeta: e i risultati indicano che questo pianeta - chiamato K2-229 b - è un mondo "fatto di metallo": non dissimile da Mercurio per composizione e, per dimensioni, appena più grande della Terra.

Ma mentre la Terra, ma anche Venere e Marte, hanno nuclei metallici che costituiscono circa un terzo delle loro masse, il nucleo di Mercurio - e così quello di K2-229 b - ha grandi dimensioni più ragguardevoli, pari a due terzi della massa di questi due pianeti!

K2-229 b orbita attorno alla sua stella ad una distanza pari ad 1/100 della distanza tra la Terra e il Sole, rivolgendo ad essa sempre la stessa faccia: motivo per il quale, sul lato illuminato dalla stella, la temperatura diurna può raggiunge ben 2058° C (Mercurio, che orbita più lontano, raggiunge "solo" 427° C). 

Nonostante la sua vicinanza alla stella madre e l'estrema temperatura cui è sottoposto, si ritiene che K2-229 possa essere dotato di una sottile atmosfera di vapore di silicati creata dalle alte temperature sul lato rivolto verso la stella; anche se quest'ultima è estremamente attiva, tuttavia K2-229 b potrebbe non aver perso completamente la sua atmosfera: nel caso in cui tale pianeta possedesse un campo magnetico, infatti, questo potrebbe fare da scudo al potente vento stellare e alle intense radiazioni che provengono dalla stella a seguito dei brillamenti alla sua fotosfera.

Le stranezze di questo strano mondo inducono a chiedersi come sia nato. Tra le ipotesi maggiormente accettate: 1) parimenti a quanto probabilmente accaduto allo stesso Mercurio, subito dopo essersi formato K2-229 b ha subito il violento impatto di un corpo esterno che ha portato il pianeta quasi a disintegrarsi, perdendo gli strati più esterni e composti di materiale meno pesante 2) K2-229 b si è formato in una zona di quel sistema priva di silicati 3) l'attività della stella ha forse portato la il mantello del pianeta ad evaporare.