Le scoperte di Baade

L'altro ricercatore che ha voluto parte importante nell'esplorazione della galassia di Andromeda è stato Walter Baade, che esplorò in modo sistematico la galassia con il telescopio da 100 pollici di Monte Wilson. Le sue ricerche condussero a due scoperte che rivoluzionarono completamente le nostre conoscenze sulle stelle e la scala delle distanze dell'universo. La prima scoperta risale al 1944. In quel tempo Baade era cittadino tedesco e non poté quindi partecipare alle azioni belliche americane. Ciò ne fece pressoché l'unico utilizzatore del telescopio da 100 pollici e gli concesse molto tempo per sperimentare le nuove emulsioni fotografiche e i filtri ottici di vari colori. Durante la guerra la vicina città di Los Angeles era soggetta a occasionali oscuramenti difensivi. In tali notti il cielo era insolitamente buio e Baade fu in grado di ottenere ottime fotografie della galassia di Andromeda, registrandone aspetti sempre più deboli. Baade cercava di capire perché i bracci a spirale della galassia di Andromeda erano ben risolti in singole stelle nelle fotografie, mentre la regione luminosa centrale informe era priva di risoluzione persino nelle migliori lastre fotografiche di Hubble. La luce nella regione centrale proveniva indubbiamente da milioni di stelle. Perché non se ne poteva vedere nemmeno una? A complicare il mistero si aggiunsero quattro piccole galassie alquanto informi compagne della spirale gigante (due sono più vicine e due più lontane), e anche esse non si potevano risolvere in stelle. Alla fine Baade tentò una fortunata combinazione: emulsioni fotografiche sensibili alla luce rossa,1 filtro rosso, condizioni atmosferiche perfette, l'oscuramento di Los Angeles e i tempi di esposizione estremamente lunghi. Le fotografie che ottenne non solo risolvevano le stelle nella macchia centrale della galassia e nelle quattro compagne, ma consentirono a Baade di distinguere due popolazioni stellari. Le stelle invisibili che ora apparivano sulle lastre di Baade erano stelle giganti rosse, grandi, ma ciò nondimeno troppo deboli per essere risolte dalle emulsioni precedentemente impiegate. E se appartenevano a una classe di stelle che Baade chiamò Popolazione II. Per Baade tali stelle erano le stesse che costituiscono aggregati della via lattea chiamati ammassi globulari. Le sei e della Popolazione II sono più numerose nel centro della galassia di Andromeda e degli ammassi globulari di tale galassia, che sono diffusi in un volume sferico che si estende sopra e sotto il piano del disco galattico.

 Per quanto riguarda la massa

(ma non la luminosità) esse sono probabilmente predominanti in tutta la galassia di Andromeda. Successive ricerche seguite da Baade, dai suoi studenti e da altri mostrarono che le stelle della Popolazione_II hanno tutte circa 12 miliardi di anni, il che le rende quasi della stessa età dell'universo. Al contrario, la Popolazione I comprende le luminose stelle blu che costituiscono i bracci a spirale della galassia di Andromeda. Si ritiene che tali stelle siano giovani. La Popolazione I comprende anche il gas e la polvere che tendono a offuscare le brillanti stelle blu. Anche la seconda scoperta di Baade in ordine di importanza riguardava la galassia di Andromeda. Gli ammassi globulari della via lattea comprendono alcune variabili cefeidi e Shapley le aveva impiegate per calibrare la relazione generale tra il periodo e la luminosità delle cefeidi. Baade fece però notare che negli ammassi globulari della via lattea le stelle giganti rosse più luminose avevano in circa la stessa luminosità apparente delle variabili cefeidi con periodi compresi tra 30 e 40 giorni. Nella galassia di Andromeda invece, le più luminose e giganti rosse erano più deboli di questo tipo di cefeidi che non fanno parte degli ammassi globulari. La soluzione di questa discrepanza è stata annunciata al congresso dell'Unione astronomica internazionale tenutosi a Roma nel 1952, durante il quale Baade mostrò che le variabili cefeidi degli ammassi globulari della via lattea sono un particolare tipo di stelle che si trovano soltanto fra le stelle della popolazione II. Non sono le stesse variabili cefeidi dei bracci a spirale della galassia di Andromeda né quelle della via lattea. Le cefeidi degli ammassi globulari sono intrinsecamente circa quattro volte più deboli delle cefeidi dei bracci della spirale con lo stesso periodo di variazione. Dal momento che la luminosità apparente di un oggetto è proporzionale al quadrato della distanza, ne consegue che le cefeidi studiate da Hubble nella galassia di Andromeda devono trovarsi a distanza doppia di quella da lui calcolata. Le distanze stimate di tutte le galassie dipendevano dal ragionamento logico di Hubble e quindi la seconda scoperta di Baade raddoppiò le dimensioni dell'universo.

La formazione delle stelle

L'interesse di Baade per le popolazioni stellari lo portò a notare che il gas e la polvere nella galassia di Andromeda parevano associati quasi esclusivamente a stelle della popolazione I. Tale associazione era una prova circostanziata che il gas e la polvere contraddistinguono le regioni in cui si stanno formando le nuove stelle. In breve, le stelle blu luminose della popolazione I sono giovani perché una stella con la loro luminosità non avrebbe potuto mantenere a lungo una tale emissione di energia. È quindi evidente che il gas e la polvere forniscono la materia prima dalla quale si formano le stelle. Le particelle di polvere possono essere i siti di accumulo per il gas. Nel tentativo di scoprire come si formano le stelle e come sono disposte in una galassia a spirale le regioni di formazione stellare, Baade esaminò la distribuzione delle nubi di gas caldo. Tali nubi sono illuminate dalle luminose stelle giovani che vi si trovano, ma assorbono luce e la riemettono soltanto a certe lunghezze d'onda, che corrispondono in energia a eccitazione degli elettroni atomici del gas. E seguendo fotografie con filtri che lasciano passare solo luce di tale lunghezze d'onda, Baade fu in grado di prendere una mappa delle posizioni di 688 nubi di gas nella galassia di Andromeda e scoprì che erano concentrate nei bracci della spirale. Esse erano più intense alla distanza media lungo i bracci da 30.000 a 40.000 a.l. dal centro della galassia. È per tale motivo che le luminose stelle blu sono presenti in maggior numero ed è quindi anche in tali regioni e si stanno formando oggi le stelle più nuove della galassia. Con lo sviluppo della radio astronomia si sono resi disponibili i nuovi metodi per esaminare la formazione delle stelle. Il progresso più importante è stata la scoperta dell'emissione radio dell'idrogeno molecolare gassoso neutro, o non ionizzato, ha una lunghezza d'onda di 21 cm. Ogni fotone, o quanto, dell'emissione nasce quando il momento angolare intrinseco dell'elettrone in un atomo di idrogeno si inverte rispetto a quello del protone dell'atomo. È anche necessario che l'atomo si trovi nel suo stato di minima energia e quindi gli atomi di idrogeno che emettono la radiazione non possono entrare spesso in collisione. (Le collisioni ecciterebbero gli atomi d'idrogeno a livelli energetici più elevati). Le sorgenti di radiazione da 21 cm sono quindi fredde e sottili nubi di gas. Lo studio fondamentale dell'idrogeno neutro risale al 1966 quando Morton S. Roberts dei National Radio Astronomy Observatory utilizzò

il radiotelescopio da 300 piedi di Green Bank (West Virginia)

per accumulare dati per la compilazione di una mappa ad alta risoluzione della radiazione da 21 cm della galassia di Andromeda. Roberts scoprì che la distribuzione dell'idrogeno neutro, anziché a un disco gassoso coincidente con la distribuzione galattica delle stelle, rassomigliava a una gigantesca ciambella con un foro nel centro e una densità massima di circa 40.000 a.l. dal centro,1 distanza che corrisponde sia alla parte più luminosa dei bracci a spirale sia alla massima concentrazione delle nubi di gas disegnate da Baade. Entro questi limiti le distribuzione dell'idrogeno caldo e freddo coincidono. Al di là della parte più spessa della ciambella, le due distribuzioni sono diverse. Le nube di gas caldo svaniscono a circa 50.000 a.l., mentre l'idrogeno neutro freddo si poteva rivelare fino a due volte tale distanza. Oggi sappiamo che questa disposizione è molto comune nelle spirali giganti e si sa che è il risultato di varie cause. Nella regione interna di una tale galassia predominano le stelle della popolazione II. La formazione stellare si completò molto tempo fa ed è rimasto poco gas. Nella regione centrale, dove il gas è ancora abbondante, il passaggio di onde d'urto nella concentrazione del gas innesca evidentemente la condensazione di nuove stelle. Nella regione esterna tali onde d'urto sono deboli o assenti, e quindi la densità rimane troppo bassa per far condensare nuove stelle. Negli ultimi anni si è appreso ancora di più sulla distribuzione dell'idrogeno neutro grazie allo sviluppo di radiotelescopi, nei quali i segnali provenienti da numerose antenne paraboliche vengono elaborati per dare una risoluzione uguale a quella che darebbe un telescopio e le cui dimensioni fossero uguali alla distanza tra le antenne. I primi studi completati con questa nuova generazione di strumenti comprende le ricerche di D.T. Emerson e dei suoi colleghi dell'Università di Cambridge, che fecero uso del Cambridge Half-Mile Telescope per dimostrare che il foro nella ciambella di idrogeno neutro della galassia di Andromeda si estende fino a una distanza di circa 12.000 a.l. dal centro . Al di là di tale distanza di distribuzione dell'idrogeno e della polvere sembrano coincidere. D'altra parte, i ricercatori di Cambridge hanno trovato idrogeno a circa 105.000 a.l. dal centro della galassia lungo l'asse maggiore sud-occ. della galassia.  L'idrogeno può quindi trovarsi più lontano dal centro di qualsiasi parte dell'immagine ottica della galassia

Le più recenti mappe dell'idrogeno

Uno studio ancor più dettagliato dell'idrogeno neutro nella galassia di Andromeda è stato ora condotto da Estaban Bajaja del Westerbork Observatory, che ha fatto uso del Westerbork Aperure Synthesis Telescope olandese. Non tutti i risultati sono stati pubblicati, ma Bajaja ha già scopero una stretta corrispondenza tra l'idrogeno e la polvere otticamente visibile soltanto lungo l'asse maggiore nord-or. e quindi solo in mezza galassia. Dalla parte opposta del centro della galassia la disposizione sia del gas che della polvere e scarsamente definita. Bajaja ha eseguito ricerche anche sul moto dell'idrogeno neutro, scoprendo che devia da una traiettoria rigorosamente circolare. L'ipotesi più semplice sul moto di una galassia a spirale è che tutti i suoi componenti ruotino attorno al massiccio centro della galassia. Si pensa che stelle della popolazione II si siano formate molto prima che la maggior parte della galassia condensasse in un disco. Le loro orbite sono altamente ellittiche, mentre si pensa che le orbite di stelle giovani, del gas e della polvere del disco della popolazione I siano quasi circolari. Le nuove scoperte mostrano che questa ipotesi è talvolta del tutto errata. Dei tre bracci di idrogeno evidenti nella metà nord-orientale della galassia di Andromeda, alcune parti del braccio più interno gravitano all'interno verso il centro della galassia con una velocità di almeno 100 km al secondo. Ciò oltre al loro moto attorno al centro. La causa della velocità verso l'interno è un mistero. Il ciò immediatamente più esterno non rivela tale effetto. Forse il moto non circolare è correlato alla complessa dinamica di una deformazione del disco galattico? E' causato dalle galassie compagne o qualche evento esplosivo ha distrutto in passato questa parte della galassia? La risposta è probabilmente contenuta nei dati che i vari radiotelescopi stanno oggi raccogliendo. Mentre lo strumento di Westerbork stava tracciando la mappa delle emissioni radio dell'idrogeno neutro e 21 cm,1 radiotelescopio a un solo piatto da 100 mt nei pressi di Bonn in Germania ha acconsentito a Elly Berkhuijsen e ai suoi colleghi del Max Plank Institute fur Radioastronomie di ricavare una mappa delle emissioni a 11 cm e di dedurre la natura delle sue sorgenti. In precedenza G. G. Pooley a Cambridge aveva dimostrato che la maggior parte delle emissioni radio a 11 cm della galassia di Andromeda proviene dal centro della galassia e anche da parte dei bracci a spirale che appaiono luminosi nelle immagini ottiche.

Piet van der Kruit dell'osservatorio di Leida

e Yervant Terzian eBruce Balik e loro collaboratori della Cornell University hanno confermato i risultati di Pooley ad altre lunghezze d'onda. Hanno dimostrato anche, dalle intensità relative della radiazione a quelle lunghezze d'onda, che una grande frazione della radiazione non potrebbe essere termica. Una sorgente di radiazioni termiche, quale una nube di gas caldo, e me e un rumore radio il cui spettro presenta una salita in una discesa caratteristiche determinate dalle dimensioni e dalla temperatura della nube. Le intensità registrate dai ricercatori della Cornell non si adattano a tale forma. Ciò vuol dire è il gran parte della radiazione diede essere prodotta da qualche meccanismo non termico. Potrebbe trattarsi, per esempio, della radiazione di sincrotrone che viene emessa da elettroni in moto in un campo magnetico con velocità quasi uguale a quella della luce. La radiazione di sincrotrone comprende onde elettromagnetiche di intensità quasi uguali che si estendono da i raggi X alle onde radio lunghe. Essa ha origine in luoghi nei quali vengono liberate grandi quantità di energia, per esempio in prossimità di esplosioni di supernove e di oggetti supermassicci collassati (stelle di neutroni o buchi neri) che si ritiene siano quanto resta dopo tali esplosioni. Le mape di Berkhuijsen mostravano che la radiazione termica origina per la maggior parte in prossimità della ciambella di idrogeno neutro, a circa 30.000 a.l. dal centro della galassia di Andromeda. È quindi probabile che essa provenga dalle nubi di gas caldo molto frequenti in quella regione. La radiazione non termica a una base più ampia. E sa a una sorgente con un picco ben netto nel centro della galassia, ma si estende più o meno allo stesso modo sino a una distanza dal centro compresa tra 40.000 e 50.000 a.l.. I resti di supernova nella via lattea (e i sette resti scoperti finora nella galassia di Andromeda da Vera C. Rubin, Cidambi K. Kumar e W. Kent Ford, Jr., del Departement of Terrestrial Magnetism della Canergie Institution di Washington) hanno una distribuzione simile. Così la radiazione non termica si può spiegare principalmente come l'insieme del rumore dei resti di supernove, tra le quali la spettacolare S Andromeda del 1885.

Altri oggetti

Si ritiene che l'involucro dell'atmosfera esterna di una stella vecchia o morente sia un tipo di nube di gas luminosa che rassomiglia a un anello di fumo. L'anello è chiamato nebulosa planetaria, perché, pur essendo nebuloso, la sua immagine è simile a quella di un pianeta in quanto è compatta e a forma di disco. Benché Baade ne abbia scoperti cinque nella galassia di Andromeda, oggetti di tal genere sono stati scoperti in gran numero in quella galassia soltanto negli ultimi due o tre anni. Holland Ford e George Jacoby dell'Università della California a Los Angeles hanno messo a punto nuove tecniche di filtraggio e di intensificazione dell'immagine e registrare immagini che sarebbero state troppo deboli perché Baade riuscisse a registrarle. Con il telescopio da 120 pollici del Lick Observatory hanno scoperto 315 nebulose planetarie e calcolato che nella galassia di Andromeda ve ne siano complessivamente 10.000. Dal momento che le nebulose planetarie caratterizzano le stelle morenti, costituiscono una mappa del decadimento della galassia. Nella protuberanza al centro della galassia pare che muoiano circa cinque stelle per secolo. Negli ultimi miliardi di anni il gas liberato in questo modo dovrebbe essersi accumulato in un disco gassoso che ruota attorno alla protuberanza. I radioastronomi hanno scoperto un disco centrale di gas la cui massa è proprio vicina a quella prevista. Un'analoga applicazione dei moderni circhi e intensificatori d'immagine ha fatto compiere passi in avanti alle esplorazioni delle nube di gas caldo nella galassia di Andromeda. Una rassegna molto più bassa dello sforzo di Baade degli anni 50 è stata recentemente ultimata da un gruppo francese guidato da G. Courtés al telescopio da 2 m dell'osservatorio dell'Alta Provenza. Le velocità misurate delle nubi, insieme alle velocità dell'idrogeno neutro, forniscono oggi un chiaro quadro della rotazione della galassia. Inoltre, la velocità di un oggetto in orbita dipende dalla quantità di massa all'interno dell'orbita e dalla massa nelle vicinanze dell'oggetto orbitante, perciò dalle velocità orbitali gli oggetti nella galassia di Andromeda è possibile ricavare la distribuzione di massa della galassia. I tentativi più recenti di ricavare la massa totale portano valori tra 200 miliardi e 400 miliardi di volte la massa del Sole, circa il doppio della massa della via lattea. Anche in tal caso, la velocità orbitale dell'idrogeno nelle parti esterne della galassia di Andromeda indica che

 grandi quantità di materia invisibile

possono formare una enorme alone. Un modo per verificare il valore attuale della massa della galassia di Andromeda sarebbe quello di misurare l'interazione gravitazionale della massa della galassia con qualche altro oggetto, preferibilmente oggetti a grande distanza dal centro della galassia. Rendendosi conto che gli ammassi globulari nella popolazione II della galassia potrebbero essere gli oggetti necessari, F. D. A. Hartwick dell'Università di Victoria, Sidney van der Berg dell'Herzberg Institute of Astronomy di Victoria e Wallace L. W. Sargent del California Insatitute of Technology hanno recentemente condotto, in collaborazione,1 ricerca degli ammassi globulari su lastre fotografiche eseguita con il nuovo telescopio di 4 m del
Kitt Peack National Observatory in Arizona. Hanno catalogato e 355 probabili ammassi globulari, raddoppiando il numero precedentemente scoperto dagli astronomi a cominciare da Hubble di 355 ammassi globulari sono quasi il triplo di quelli dei quali è nota l'esistenza nella popolazione II della via lattea. L'abbondanza di ammassi globulari costituisce di per sé la prova che la massa della galassia di Andromeda è grande. Le orbite degli ammassi però non sono state ancora determinate, perciò la questione della massa totale rimane aperta. È noto da uno studio degli spettri e dei colori dei più brillanti ammassi globulari e seguito da van der Bergh che la storia primitiva della galassia di Andromeda deve essere stata enigmaticamente diversa dalla storia della via lattea. Nella via lattea gli ammassi globulari nelle regioni esterne sono molto poveri di elementi pesanti. Il sole ne è molto più ricco. Tale differenza viene solitamente interpretata come parte di uno schema generale. Le stelle antiche della popolazione II sono formate quasi esclusivamente da idrogeno ed elio di elementi creati in abbondanza nel primo universo, mentre il disco più giovane delle stelle della popolazione I comprende frammenti di una moltitudine di stelle morenti, che hanno sintetizzato elementi pensanti per fusione termonucleare. Sorprendentemente, gli spettri degli ammassi globulari della galassia di Andromeda rivelano una diversità degli schemi dell'abbondanza di elementi pesanti e non esiste alcuna correlazione tra l'abbondanza di elementi pesanti in un ammasso e la posizione dell'ammasso della galassia.

La controversia dei bracci a spirale

Nella galassia di Andromeda sono stati scoperti anche ammassi di un altro tipo. Si tratta di ammassi aperti, cioè di aggregati diffusi di stelle. Le ammassi aperti sono più giovani degli ammassi globulari e giacciono nel piano della galassia insieme ai resti della popolazione I. A parte un paio di esempi identificati da Hubble, essi non erano ancora stati scoperti nella galassia di Andromeda. Tuttavia lo scorso anno a approfittai dell'ampio campo visivo del nuovo telescopio da 4 mt del kitt Peak National Observatory per esplorare la galassia di identificarne 403. La maggior parte dei 403 sono larghi più o meno sessanta anni luce. Ciò nonostante mi hanno consentito di cominciare a tracciare la storia recente della formazione delle stelle nella galassia di Andromeda. Il punto cruciale è la probabilità che le stelle di un ammasso aperto si formino tutte contemporaneamente. D'altra parte, la distribuzione dei vari tipi di stelle dell'ammasso cambia in un dato periodo di tempo. Così un particolare gruppo di dati statistici implica una particolare età. In questo modo ho dimostrato che la rapidità di formazione delle stelle è variata lungo il disco della galassia di Andromeda. Recentemente è stata insolitamente grande fino a raggiungere circa 30.000 a.l. dal centro, dove sono concentrati idrogeno neutro e stelle brillanti. Oggi si invocano gli ammassi aperti nella controversia sulla configurazione dei bracci a spirale della galassia di Andromeda.

Il primo tentativo di delineare la forma dei bracci e quello di Halton C. Arp degli Hale Observatories, che basò la sua ricerca sulla distribuzione di nubi di gas nella galassia. Arp trovò che una spirale a due bracci con i bracci curvati nella direzione in cui ruota la galassia era in buon accordo con la distribuzione dei punti che presentavano i dati. Egli suggerì che l'accordo imperfetto poteva essere dovuto alla perturbazione gravitazionale indotta sul disco dalla galassia dalla massa di M32, una delle quattro compagne della galassia di Andromeda. Una recente analisi eseguita con un elaboratore da Gene G. Byrd dell'università e dell'Alabama sembra confermare questa idea e al tempo stesso sembra spiegare la

 diminuzione osservata nella distribuzione del idrogeno neutro.

 D'altra parte, Agris Kalnajs del Mount Stromlo Observatory in Australia ha concluso dalla distribuzione delle nubi di idrogeno che la galassia ha soltanto un braccio a spirale che si avvolge in direzione opposta a quella dei due bracci rappresentati da Arp. Si tratta quindi di un braccio guida: la sua estremità libera punta nella direzione di rotazione della galassia. Non esiste alcun caso chiaro di galassia spirale un solo braccio in alcun altro sito dell'universo. Kalnajs ha però notato che la presenza di M32 può esserne la spiegazione. Se il periodo di rotazione della galassia di Andromeda e il periodo di rotazione di M32 attorno alla galassia di Andromeda hanno un divisore comune, il braccio guida potrebbe essere il risultato di una risonanza gravitazionale tra le due galassie. Recentemente un gruppo di astronomi francesi, svizzeri e greci ha esaminato una grande raccolta di dati sulla posizione di oggetti della popolazione I e ha tentato di individuare una struttura spirale. Anch'essi hanno concluso che l'accordo ottimo era quello di una spirale guida un solo braccio.  La distribuzione delle nubi di gas sembra adattarsi molto bene a uno schema a un solo braccio. Risulta però che la distribuzione di ammassi aperti si adatta soltanto a una spirale a due bracci che hanno subito una contrazione gravitazionale. Inoltre, le nubi di polvere non si adattano bene da alcuna forma di spirale. Le discrepanze mostrano come siano imperfette la maggior parte delle forme di galassia a spirale e anche come sia imperfetta la nostra conoscenza delle spirali galattiche. La galassia di Andromeda continua ad essere argomento sia di osservazioni rese possibili da nuove tecniche sia di ricerche di esempi di oggetti appartenenti a tipi di recente scoperta. Le mappe descrivono oggi la distribuzione del monossido di carbonio nella galassia di Andromeda e mostrano che è strettamente correlata all'idrogeno neutro. Inoltre, proprio l'anno scorso il telescopio per raggi X dell'osservatorio Einstein ha rivelato 69 sorgenti X. nella galassia di Andromeda. Gli astronomi del Center for Astrophysic dello Harvard College Observatory e dello Smithsonian Astrophysical Observatory pensano che alcune di tali sorgenti siano ammassi globulari, alcune siano concentrazioni di oggetti della popolazione I le altre siano resti di supernove. L'esatta natura dei processi ad alta energia che danno origine alla radiazione potrà essere presto velato. La galassia di Andromeda ha già fornito agli astronomi una copiosa messe di informazioni e continuerà a fornirne.
quelli della via lattea