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Lo stanacomete era impegnato
a seguire la sua preda. La notte del 15 aprile 1779, Charles Messier
scrutava dal suo osservatorio parigino la grande cometa che passava
lentamente tra le costellazioni della Vergine e della Chioma di
Berenice nel suo viaggio nel sistema solare. Era stata la fama di
Messier come abilissimo cercatore di comete a ispirare lo scherzoso
nomignolo a re Luigi XV, ma quella notte l'astronomo entrò nella
storia per un motivo ben diverso. Egli notò tre chiazze vaporose che
somigliavano a comete, ma restavano nella stessa posizione una notte
dopo l'altra; le aggiunse così al suo elenco di <<impostori>>, per
poterle riconoscere e non essere sviato nel suo vero lavoro, la
ricerca di comete. In seguito egli commentò che una piccola regione
al confine tra Vergine e Chioma di Berenice conteneva 13 delle 109
chiazze immobili che, con l'aiuto di Pierre Mechain, aveva finito
per identificare: gli oggetti Messier ora notissimi agli astronomi e
astrofili. Come spesso accade in astronomia, Messier trovò qualcosa
di completamente diverso da ciò che cercava: aveva scoperto il primo
di quelli che sono gli oggetti più massicci dell'universo, tenuti
uniti dalla loro stessa attrazione di gravità: gli ammassi di
galassie. Si tratta di enormi agglomerati, corrispondenti da ciò che
le galassie stesse sono per le stelle. A livello di organizzazione
cosmica, sono quanto di più enorme esista, a parte l'universo nel
suo insieme. Lo studio degli ammassi di galassie è quanto di più
vicino sia possibile a uno studio dell'universo dall'esterno. Dato
che un ammasso contiene stelle e galassie di tutte le età e tipi, è
un campione medio di materia cosmica, compresa la materia oscura
che, pur non essendo osservabile, con la sua presenza determina moti
visibili degli oggetti celesti. E dato che un ammasso e il risultato
dell'azione della gravità scale immense, la sua struttura ed
evoluzione sono legate a quelle dell'universo stesso. Lo studio
degli ammassi può così fornire elementi per chiarire tre
fondamentali problemi cosmologici: la composizione, l'organizzazione
e il destino dell'universo. Alcuni anni dopo le osservazioni di
Messier a Parigi William Herschel e sua sorella Caroline
cominciarono a esaminare gli oggetti Messier dal loro giardino in
Inghilterra. Incuriositi, decisero di cercare se ve n'erano altri e,
usando telescopi notevolmente migliori del loro predecessore
francese, scoprirono oltre 2000 chiazze sfumate, di cui 300 solo nel
ammasso della Vergine. William Herschel e suo figlio John notarono
che questi oggetti tendevano a riunirsi in gruppi sulla volta
celeste. Che cosa poteva organizzarli nelle strutture che si
osservavano?
Un problema emerse negli anni 30, quando Fritz Zwicky e Sinclair
Smith misurarono la velocità delle galassie dell'ammasso della
vergine e in un altro un po' più distante, situato nella Chioma di
Berenice.
Proprio come pianeti orbitano intorno al centro di massa del sistema
solare, le galassie orbitano intorno al centro di massa del loro
ammasso. Ma le velocità misurate delle galassie erano così elevate
che la loro massa totale non bastava a fornire l'attrazione
gravitazionale i necessaria per tenere unito l'ammasso. La massa
contenuta negli ammassi di doveva essere quasi 100 volte superiore a
quella di tutte le galassie visibili; in caso contrario, queste
sarebbero da lungo tempo sfuggite all'ammasso. La conclusione
inevitabile era che gli ammassi dovevano essere costituiti in gran
parte da materia invisibile, <<oscura>>. ma di che tipo era questa
materia? Questi due misteri - la distribuzione non omogenea delle
galassie nello spazio e la natura ignota della materia oscura -
continuano a lasciare perplessi gli astronomi. Il primo divenne
particolarmente spinoso dopo la scoperta, a metà degli anni 60,
della radiazione cosmica di fondo a microonde. Questa radiazione,
un'<<istantanea>> dell'universo dopo il big bang e prima della
formazione di stelle e galassie, è quasi perfettamente uniforme. Le
sue minuscole disomogeneità sono accresciute fino a generare le
strutture attuali, ma il processo non è ancora chiaro. Quanto alla
materia oscura, gli astronomi oggi ne sanno un po' di più che
all'epoca di Zwicky, ma sono tuttora nell'imbarazzante posizione di
non sapere da che cosa è composta da parte dell'universo.
Luce della materia oscura
Stimolate da questi perduranti e enigmi, le scoperte sugli ammassi
di galassie si sono intensificate negli ultimi 40 anni. Oggi se ne
conoscono circa 10.000. George Abell compilava il primo ampio elenco
all'inizio degli anni 50, basandosi sulle lastre fotografiche del
cielo settentrionale realizzate presso il Palomar Observatory, in
California. Prima degli anni 70, gli astronomi erano ormai convinti
di comprendere almeno le proprietà di base degli ammassi: questi
erano oggetti stabili e immutabili, costituiti da galassie in moto a
elevata velocità, legate gravitazionalmentre da quantità immense di
materia oscura. Poi, nel 1970, il satellite Uhuru (<<libertà>> in
swahili), così chiamato in onore del suo sito di lancio in Kenya,
cominciò a effettuare osservazioni nella banda dei raggi X. Edwin M.
Kellog, Herbert Gursky e i colleghi della American Science and
Engineering, una piccola società del Massachusetts, puntarono Uhuru
verso gli ammassi della vergine e della Chioma di Berenice. Scoprirono così
delle ammassi consistono non sono di galassie, ma anche di enormi
quantità di gas che si estendono nello spazio intergalattico. Il gas
è troppo rarefatto per essere osservato nel visibile, ma è così
caldo - oltre 25 milioni di gradi - da emettere raggi X. In breve,
gli astronomi avevano trovato una parte della materia oscura, pari
al 20% della massa. Sebbene questo gas non sia sufficiente a
risolvere definitivamente il ministero della materia oscura,
rappresenta comunque una massa superiore al totale di tutte le
galassie. In un certo senso, il termine <<ammasso di galassie>> non
è corretto: questi oggetti sono agglomerati di gas nei quali le
galassie sono inglobate come dei semi in un'anguria. Dall'inizio
degli anni 70, le emissioni nei raggi X sono state analizzate da
altri satelliti, come l'Einstein X-Ray Observatory, il Roentgen
Satellite (ROSAT) e l'Advanced Satellite for Cosmology and
Astrophysic (ASCA). Nelle nostre ricerche ci basiamo prevalentemente
su ROSAT, il primo telescopio a raggi X a registrare i margini di
tutto il cielo. Esso è adatto all'osservazione di grandi oggetti
diffusi come gli ammassi di galassie.
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Le immagini
nei raggi X degli ammassi della Chioma di Berenice (a
sinistra) e della Vergine (a destra) mostrano il
gas intergalattico caldo che predomina nelle regioni
luminose di queste strutture. Il gas nell'ammasso della
Chioma ha una forma più regolare, il che fa pensare che
questo ammasso si trovi in uno stadio più avanzato di
evoluzione. Entrambi gli ammassi sono circondati da materia
in caduta. |
Quando viene osservato nei raggi X., l'ammasso della
Chioma ha una
forma grosso modo regolare, con alcune protuberanze che sembrano essere raggruppamenti di galassie,
vale a dire ammassi in miniatura. Una protuberanza della zona
sud-orientale sta ritraendosi nel corpo dell'ammasso, dove già se ne
vedono altre. L'ammasso della vergine, in confronto, appare amorfo.
Sebbene in esso vi siano regioni di intensa emissione nei raggi X,
questi punti brillanti sono prodotti da alcune delle galassie di Messier anziché da agglomerati di gas. Solo la regione centrale nella parte settentrionale
dell'ammasso della vergine ha una struttura quasi simmetrica. Queste
immagini nei raggi X hanno condotto gli astronomi a concludere che
gli ammassi si formino dall'aggregazione di gruppi di galassie. Le
protuberanze nel corpo principale dell'ammasso della Chioma di
Berenice
presumibilmente rappresentano gruppi che sono già stati attratti, ma
non ancora pienamente assimilati. L'ammasso della Vergine sembra
essere in uno stadio evolutivo più precoce: sta ancora attraendo la
materia circostante e, alla velocità attuale, impiegherà qualche
miliardo di anni per assomigliare a quello della Chioma di Berenice. Questa
visione dinamica di ammassi che <<inghiottono>> e <<digeriscono>> la
materia vicina è in assoluto contrasto con l'immagine statica
accettata dagli astronomi fino a pochi anni fa.
Misurare la temperatura
Da quando hanno tenuto le prime buone immagini nei raggi X,
all'inizio degli anni 80, gli astronomi cercano di misurare la
variazione della temperatura del gas entro gli ammassi. Ma compiere
queste misurazioni è considerevolmente più difficile che ottenere
immagini, perché è necessario analizzare lo spettro X per ciascun
punto dell'ammasso. Solo nel 1994 si ebbero le prime mappe di
temperatura. Questi hanno dimostrato che la formazione degli ammassi
è un processo violento. Le immagini di Abell 2256, per esempio,
mostrano che le emissioni nei raggi X non ha uno, ma bensì due
picchi: quello occidentale è leggermente appiattito, il che fa
supporre che un gruppo di galassie in collisione con l'ammasso
principale abbia sospinto materia di fronte a sé proprio come fa uno
spazzaneve. Una mappa di temperatura conferma questa interpretazione. Si è visto che il picco occidentale
è relativamente freddo; la sua temperatura è caratteristica di
quella del gas all'interno di gruppi di galassie. Dato che questi
ultimi sono più piccoli degli ammassi, le forze gravitazionali al
loro interno sono inferiori; ne consegue che la velocità delle
molecole di gas che vi si trovano - che equivale alla loro
temperatura - è più bassa. Un tipico gruppo di galassie a una massa
pari a 50 mila miliardi di unità solari e una temperatura di 10
milioni di gradi. Per confronto, un tipico ammasso e pari a un
milione miliardi di masse solari e ha una temperatura di 75 milioni
di gradi; l'ammasso più pesante conosciuto ha una massa cinque volte
superiore e una temperatura quasi tre volte più alta di quello
<<medio>>. Due regioni molto calde di Abell 2256 sono visibili lungo
una linea perpendicolare alla direzione di modo presunta dal gruppo
di galassie entrante. L'elevata temperatura sembra essere dovuta al
fatto che la materia sospinta in avanti da quest'ultimo sguscia
fuori verso i lati si collide con il gas dell'ammasso principale. In
effetti, queste osservazioni confermano i modelli al calcolatore
della fusione di gruppi di galassie. Il gruppo dovrebbe penetrare
fino al centro dell'ammasso in diverse centinaia di milioni di anni;
perciò, Abell 2256 e ancora nelle prime fasi della fusione.
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L'assorbimento di gruppi di galassie permette a un
ammasso di crescere fino a raggiungere dimensioni
gigantesche. Attratto dalla gravità, il gruppo collide
con l'ammasso, spostando il gas verso i lati. Le
galassie passano attraverso l'ammasso, senza trovare
impedimento nel gas rarefatto. Alla fine, le galassie e
gas si mescolano, formando un ammasso unificato che
continua ad attrarre ulteriori gruppi di galassie fino a
che non ve ne sono più nelle vicinanze. |
Gli
stadi più avanzati del processo sono evidenti in un altro ammasso, Abell 754, il quale presenta due caratteristiche peculiari. In primo
luogo, le immagini nel visibile mostrano che le galassie si
raccolgono in due aggregati; inoltre le osservazioni nei raggi X
rivelano una struttura a barra da cui il gas caldo si espande a
ventaglio. Uno degli aggregati di galassie si trova nella zona della
barra e l'altro ai margini della regione di alta temperatura a
ovest. I teorici spiegano questa struttura con un'analogia. Si
immagini di gettare in una piscina un pallone pieno d'acqua che
contiene anche qualche sassolino. Il pallone rappresenta il gruppo
che sta subendo fusione: l'acqua è il gas e i sassolini sono le
galassie, mentre la piscina corrisponde all'ammasso principale.
Quando il pallone colpisce l'acqua, si rompe. L'acqua in esso
contenuta rimane in superficie e si miscela molto lentamente, ma i
sassolini possono cadere fino in fondo alla piscina. Un processo
simile sembra sia avvenuto in un Abell 754. Il gas del gruppo
entrante è stato bloccato dal gas dell'ammasso, mentre le galassie
attraversavano l'ammasso fino al margine opposto. Un terzo ammasso,
Abell 1795, mostra l'aspetto di uno di questi oggetti miliardi di
anni dopo un episodio di fusione. Il suo margine esterno e
perfettamente regolare e la temperatura e quasi uniforme, a
indicazione del fatto che esso ha assimilato tutti i gruppi di
galassie inglobati, raggiungendo l'equilibrio. L'eccezione è la
regione fredda posta proprio al centro. Qui siamo temperature più
basse perché il gas è denso e quindi emette raggi X in modo più
efficiente di un gas rarefatto. Se rimane disturbato per due o tre
miliardi di anni, questo gas può irradiare gran parte della propria
energia iniziale e raffreddarsi. Via via che il gas e si raffredda,
si accumula materia <<tiepida>>, in quantità sufficiente a formare
un'intera nuova galassia.
vedi schema Allora, dov'è finita tutta questa materia?
Nonostante le ricerche più scrupolose, gli astronomi non hanno
ancora localizzato con certezza alcuna tasca di gas a temperatura
intermedia. Che il gas dell'ammasso stia perdendo calore è evidente
dalle mappe di temperatura. Forse questa perdita è iniziata solo in
un momento abbastanza recente, o forse le collisioni fra gruppi di
galassie impediscono al gas tiepido di accumularsi in uno stesso
punto. Questi cosiddetti flussi di raffreddamento restano tuttora un
mistero irrisolto.
Crescita dal basso
La sequenza di eventi rappresentata da questi tre ammassi è
probabilmente quella a cui sottostanno tutti gli ammassi.
Occasionalmente gruppi di galassie si uniscono all'ammasso, e ogni
volta questo acquisisce gas caldo, galassie luminose e materia
oscura. La massa che si aggiunge crea forze gravitazionali più
intense, che a loro volta riscaldano il gas e accelerano le
galassie. Secondo la maggior parte degli astronomi, quasi tutte le
strutture cosmiche si sono aggregate in questo modo, a partire dal
basso. Gli ammassi stellari si sono fusi in galassie, che a loro
volta hanno dato origine a gruppi di galassie, i quali si stanno
unendo in ammassi. In futuro toccherà agli ammassi fondersi in
strutture ancora più grandi. Vi è tuttavia un limite, che è dato
dall'espansione dell'universo: prima o poi, gli ammassi saranno
troppo lontani tra loro per potersi fondere. In effetti, può darsi
che il cosmo stia già per arrivare a questo punto.
Secondo gli standard cosmologici tutti gli ammassi citati finora
(Chioma di Berenice, Vergine e Abell 2256, 754 e 1795) sono oggetti vicini. Il
tentativo di comprenderne l'evoluzione può essere paragonato a
quello di descrivere la crescita degli esseri umani a partire da una
singola fotografia di un gruppo di persone. Con un po' di
attenzione, è possibile classificare gli individui ritratti nel
giusto ordine di età, gli esseri umani, tra gli altri cambiamenti,
generalmente diventano più alti. Si può anche studiare la crescita
umana esaminando una serie di fotografie, ciascuna delle quali
contiene solo persone di una certa età: per esempio, foto di classe
della scuola elementare, media e superiore. Così pure, gli astronomi
possono osservare ammassi a distanze sempre crescenti, che
corrispondono a epoche sempre più antiche. In media, gli ammassi di
un campione più lontano sono più giovani di quelli appartenenti a
uno vicino; peranto si possono comporre <<foto di classe>> di
ammassi di età differenti. Questo metodo permette di lavorare su un
vasto campione anziché su pochi ammassi; lo svantaggio è che gli
oggetti più giovano sono troppo lontani per essere studiati in
dettaglio; se ne possono discernere solo le proprietà medie.
Uno di noi (Henry) ha applicato questo metodo a osservazioni
realizzate dal satellite ASCA per raggi X, trovando che gli ammassi
lontani e giovani sono più freddi di quelli più vicini e vecchi.
Questo cambiamento di temperature indica che gli ammassi diventano
più caldi - e quindi più massicci - col passare del tempo: un'altra
prova del modello di crescita dal basso. Di queste osservazioni, si
è potuta osservare la velocità media dell'evoluzione degli ammassi
di galassie. Questa velocità, correlata all'evoluzione globale
dell'universo e alla natura della materia oscura, indica che il
cosmo si espanderà per sempre.
Nuove osservazioni nei raggi X potrebbero chiarire il problema di
quella frazione di materia oscura negli ammassi che resta inspiegata.
...
...Sentiamo un legame anche con gli osservatori del futuro, perché
la scienza avanza in un processo continuo di piccoli incrementi.
Siamo stati aiutati da coloro che ci hanno preceduto, e dobbiamo
condividere le nostre nuove conoscenze con coloro che ci seguiranno.
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