Galassia: differenze tra le versioni

Naviga nella cronologia in modo interattivo

← Differenza precedente Differenza successiva →

Contenuto cancellato Contenuto aggiunto

In linea

Versione delle 06:45, 15 giu 2008

Una galassia è un sistema di grande massa legata gravitazionalmente composto da stelle, un mezzo interstellare di gas e polveri e materia oscura. ^[1]^[2] Il nome deriva dal greco γαλαξίας (galaxias), che significa "di latte", "latteo", con riferimento alla ben nota Via Lattea; le dimensioni delle galassie variano dalle piccole galassie che contengono una decina di milioni di stelle ^[3] fino alle galassie giganti, che possono contare al loro interno anche mille miliardi di stelle, ^[4] tutte orbitanti attorno ad un comune centro di massa. Le galassie possono inoltre contenere un gran numero di sistemi stellari multipli, ammassi aperti, globulari e vari tipi di nubi interstellari. Il Sole è una delle stelle che fanno parte della galassia nota come Via Lattea.

Storicamente, le galassie sono state categorizzate secondo la loro forma apparente, ossia sulla loro morfologia visuale. Una forma molto diffusa è quella ellittica, ^[5] che ha un profilo ad ellisse. Le galassie spirali possiedono invece una forma a disco con delle strutture spiraliformi che si irradiano dal nucleo. Le galassie con forma irregolare o insolita sono chiamate galassie peculiari e di solito sono il risultato degli effetti distruttivi e plasmanti delle spinte gravitazionali delle galassie vicine. Certe interazioni tra galassie vicine posso dar luogo ad un fenomeno di fusione tra galassie, che spesso provocano intensi fenomeni di formazione stellare, risultandone infine una galassia irregolare. ^[6]

Nell'Universo osservabile ci sono probabilmente più di 100 miliardi di galassie; ^[7] gran parte di queste hanno un diametro compreso fra 1000 e 100.000 parsec ^[4] e sono di solito separate da distanza dell'ordine di milioni di parsec (megaparsec, Mpc). ^[8] Lo spazio intergalattico (lo spazio fra le galassie) è intriso di un tenue gas con una densità inferiore ad un atomo per metro cubo. La maggior parte delle galassie sono prganizzate in una gerarchia di associazioni chiamate ammassi, che possono formare gruppi ancora maggiori noti come superammassi. Queste grandi strutture sono di solito disposte all'interno di fogli e filamenti, che circondano immensi vuoti nell'Universo. ^[9]

Sebbene non sia ben chiaro, la materia oscura sembra occupare circa il 90% della massa della gran parte delle galassie. I dati provenienti dalle osservazioni inducono a pensare che possono esistere al centro di molte galassie, ma non di tutte, dei buchi neri supermassicci; questi singolari oggetti sarebbero la causa dell'attività del nucleo delle galassie cosiddette attive. La Via Lattea sembra nascondere uno di questi buchi neri nel suo nucleo. ^[10]

Etimologia

La parola galassia deriva dal termine greco che indicava la nostra Galassia, il termine appunto γαλαξίας (galaxias), che significa "latteo", o anche κύκλος γαλακτικός (kyklos galaktikos), col significato di "circolo galattico". Secondo la mitologia greca, Zeus mise suo figlio nato da donna mortale, il neonato Eracle, nel seno di Era mentre lei era addormentata, così che il bambino potesse bere il suo latte divino per diventare immortale. Era si svegliò durante l'allattamento e realizzò che stava nutrendo un bambino sconosciuto: respinse il bambino e il latte schizzò via, andando a bagnare il cielo notturno, formando la banda chiara di luce nota come "Via "Lattea". ^[11]

Quando William Herschel compilò il suo catalogo degli oggetti del cielo profondo, usò il nome nebulosa spirale per descrivere le caratteristiche di alcuni oggetti nebulosi, come la Galassia di Andromeda; queste "nebulose" furono in seguito riconosciute come immensi agglomerati di stelle quando si iniziò a scoprirne la distanza, dando origine alla teoria degli "universi-isola". Tuttavia, questa locuzione decadde dall'uso comune, poiché per "Universo" si intendeva la totalità dello spazio, con all'interno tutti gli oggetti osservabili, così si preferì adottare il termine galassia. ^[12] Di fatto, da un punto di vista strettamente etimologico, per ironia della sorte i termini "galassia" e "Via Lattea" sono sinonimi.

Osservazione amatoriale

L'osservazione amatoriale delle galassie, rispetto ad altri oggetti del profondo cielo, è resa difficoltosa da due fattori principali. Il primo fra tutti è la grandissima distanza che ci separa dalle galassie esterne alla Via Lattea, che fa in modo che solo le più vicine siano visibili con facilità; il secondo fattore riguarda la distanza di questi oggetti.

Oltre alla Via Lattea stessa, ossia la galassia all'interno della quale si trova il Sistema Solare, soltanto altre tre sono visibili ad occhio nudo: la Grande e la Piccola Nube di Magellano sono visibili dall'emisfero australe terrestre e si presentano come delle macchie irregolari, quasi dei frammenti staccati della Via Lattea stessa, la cui scia luminosa corre a breve distanza; si tratta di due galassie molto vicine, che orbitano attorno alla nostra; tra le galassie giganti invece, l'unica visibile ad occhio nudo è la Galassia di Andromeda, osservabile principalmente dall'emisfero boreale terrestre. Si tratta della galasia gigante più vicina a noi, e si presenta ad occhio nudo come un alone chiaro allungato, privo di dettagli. La Galassia del Triangolo, una galassia spirale di medie dimensioni poco più lontana della Galassia di Andromeda, già è invisibile ad occhio nudo, rivelandosi solo attraverso un binocolo nelle notti più limpide. Tra le galassie prossime al nostro Gruppo Locale ve ne sono alcune in direzione della costellazione dell'Orsa Maggiore (M81 e M82),^[13] ma già sono visibili solo con un telescopio amatoriale.

Storia delle osservazioni

Schizzo della Galassia Vortice eseguito da Lord Rosse nel 1845.

La scoperta che il Sole si trova all'interno di una galassia e che ci sono, di fatto, innumerevoli altre galassie, è strettamente legata alla scoperta della natura della Via Lattea.

Prima dell'avvento del telescopio oggetti così lontani come le galassie erano del tutto sconosciuti, data la loro bassa luminosità e la grande distanza. Alle civiltà classiche poteva essere nota soltanto una macchia chiara in direzione della costellazione di Andromeda (quella che venne per lungo tempo chiamata "Grande Nube di Andromeda"), visibile senza difficoltà ad occhio nudo, ma la cui natura era del tutto ignorata. Le due Nubi di Magellano, le altre galassie visibili ad occhio nudo, possedevano una declinazione troppo meridionale affinché potessero essere osservate dalle latitudini temperate boreali. Furono sicuramente osservate dalle popolazioni che vivevano nell'emisfero sud della Terra, ma ci hanno lasciato pochi riferimenti scritti. ^[14]

Verso la fine del XVIII secolo, Charles Messier compilò un catalogo delle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo di 5000 nebulose messo assieme da William Herschel. Nel 1845, William Parsons costruì un nuovo telescopio e fu in grado di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali. Riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi di Kant. Nonostante questo, le nebulose non vennero universalmente accettate come galassie separate finché Edwin Hubble non risolse la questione nei primi anni venti. Usando un nuovo telescopio, riuscì a risolvere in stelle le parti esterne di alcune nebulose a spirale e identificò tra queste alcune variabili Cefeidi, riuscendone quindi a stimare la distanza: erano troppo distanti per far parte della Via Lattea. Nel 1936, Hubble pubblicò un sistema di classificazione delle galassie in uso ancora oggi, la Sequenza di Hubble. ^[15]

Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del Sole al suo interno fu di William Herschel nel 1785, attraverso un conteggio scrupoloso del numero di stelle in regioni differenti del cielo. Disegnò in seguito un diagramma della forma della Galassia con il Sole nei pressi del suo centro.

Nel 1917 Heber Curtis osservò la nova S Andromedae all'interno della "Grande Nebulosa di Andromeda"; cercando poi nei registri fotografici trovò altre undici stelle novae. Curtis determinò che la magnitudine apparente di questi oggetti era stata 10 volte inferiore di quella che raggiungono gli oggetti all'interno della Via Lattea. Come risultato egli calcolò che la "nebulosa" dovesse trovarsi ad una distanza di circa 150.000 parsec. Diventò così un sostenitore della teoria degli "universi isola" che affermava che le nebulose di forma spirale erano in realtà galassie separate simili alla nostra. ^[16] Nel 1920 ebbe luogo il Gran Dibattito tra Harlow Shapley e Heber Curtis riguardo la natura della Via Lattea, delle nebulose spiraliformi e sulle dimensioni dell'Universo. Per supportare l'ipotesi che la Grande Nebulosa di Andromeda fosse in realtà una galassia esterna, Curtis indicà la presenza di linee oscure simili alle nebulose oscure osservabili nella Via Lattea, come anche il notevole Effetto Doppler osservato. ^[17]

Il problema fu definitivamente risolto da Edwin Hubble nei primi anni venti usando un nuovo e potente telescopio. Fu in grado di risolvere le parti esterne di alcune nebulose spiraliformi come insiemi di stelle e identificò alcune variabili Cefeidi, che lo aiutarono a stimare la distanza di queste nebulose: queste si rivelarono troppo distanti per essere parte della Via Lattea. ^[18] Nel 1936 lo stesso Hubble ideò un sistema di classificazione per le galassie ancora usato ai nostri giorni, la Sequenza di Hubble. ^[19]

Tipi e morfologia

Le galassie si dividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari; questa descrizione dei tipi di galassie in base alla loro morfologia è data dalla Sequenza di Hubble. Dato che la sequenza di Hubble è basata interamente sul tipo morfologico visivo, non sono citate alcune caratteristiche importanti di galassie come il tasso di formazione stellare delle galassie dello starburst e l'attività nel nucleo delle galassie attive. ^[6]

Ellittiche

Il sistema di classificazione di Hubble considera le galassie come ellittiche in base alla loro ellitticità, ossia alla loro apparenza sferica più o meno allungata; la scala di misura parte dalla classe E0, indicante le galassie di aspetto quasi sferico, alla classe E7, fortemente allungate. Queste galassie hanno un profilo ellissoidale, che conferisce loro un'apparenza ellittica a seconda dell'angolo visivo. La loro apparenza mostra pochi dettagli e in genere possiedono al loro interno un quantità relativamente bassa di materia interstellare; di conseguenza queste galassie possiedono un numero esiguo di ammassi aperti e un tasso ridotto di formazione stellare. Al contrario, queste galassie sono formate da stelle in genere più vecchie e più evolute orbitanti attorno ad un centro comune di gravità in direzioni casuali. Queste caratteristiche le rendono in parte simili ai molto più piccoli ammassi globulari. ^[20]

Le galassie più grandi sono chiamate ellittiche giganti. Si pensa che molte galassie ellittiche si siano formate a causa di interazioni fra galassie, che terminano nella collisione e nella successiva fusione l'una nell'altra; come conseguenza di ciò possono crescere di dimensioni fino a raggiungere il diametro delle galassie spirali. Le galassie ellittiche giganti sono spesso presenti al centro di grandi ammassi di galassie, dove le interazioni tra singole galassie possono avvenire più frequentemente. ^[21] Le galassie dello starburst sono il risultato di collisioni galattiche che possono dar luogo ad una galassia ellittica. ^[20]

Spirali

Le galassie spirali consistono in un disco di stelle e materia interstellare rotante attorno ad un centro, composto da stelle generalmente di età avanzata. All'esterno del centro, chiamato bulge, si trovano i bracci di spirale, relativamente luminosi. Nello schema di classificazione di Hubble, le galassie spirali sono indicate con la lettera S, seguita dalle lettere minuscole a, b o c, che indicano in grado di spessore dei bracci di spirale e la dimensione del bulge centrale. Una galassia di tipo Sa possiede dei bracci molto ben avvolti e poco definiti ed un nucleo centrale relativamente grande; viceversa, un galassia di tipo Sc ha dei bracci ben definiti ed un rigonfiamento centrale molto ridotto. ^[22]

Nelle galassie spirali i bracci di spirale hanno un andamento simile a quello di una spirale logaritmica, una figura che si può teoricamente mostrare come risultato di un disturbo nella rotazione uniforme della massa di stelle. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma con una velocità angolare che varia da punto a punto: questo significa che le stelle transitano all'interno e all'esterno dei bracci di spirale, e la loro velocità di rivoluzione diminuisce nelle stelle che si trovano nelle regioni esterne ai bracci, mentre è più rapida per le stelle che vi si trovano all'interno. Si pensa che i bracci di spirale siano delle aree ad alta densità di materia, o meglio delle onde di densità. Come le stelle si muovono attraverso il braccio, la velocità spaziale di ciascuna di esse viene modificata dalle forze gravitazionali della densità più elevata; questa velocità ridiminuisce come le stelle riescono dal braccio di spirale. Questo effetto ad "onda" può essere paragonato ad un punto di traffico intenso di un'autostrada, con le auto costrette a rallentare in determinati punti. I bracci di fatto sono visibili a causa della loro alta densità, che facilita per altro la formazione stellare, e spesso nascondono al loro interno stelle giovani e luminose.^[23]^[24]

NGC 1300, un esempio di galassia spirale barrata. *Telescopio Spaziale Hubble/NASA/ESA*.

Gran parte delle galassie spirali mostrano una struttura stellare lineare a forma di barra che si estende all'esterno di entrambi i lati del nucleo, da cui partono i bracci di spirale. ^[25] nella classificazione di Hubble questa classe di galassie sono indicate con la coppia di lettere maiuscole SB, accompagnate dalla lettera minuscola a, b e c, che indica la forma dei bracci di spirale allo stesso modo in cui vengono classificate le galassie spirali normali. Queste barre si pensa che siano delle strutture temporanee che si formano come risultato di un'onda di densità che irradia in direzioni opposte dal nucleo, oppure di una forza di marea con un'altra galassia. ^[26] Molte galassie spirali barrate sono attive, forse come risultato dell'incanalamento del gas all'interno del nucleo lungo i bracci. ^[27]

La nostra Galassia, la Via Lattea è una galassia spirale barrata di grandi dimensioni ^[28] con un diametro di circa 100.000 anni luce (30 kpc) ed uno spessore di circa 3000 anni luce (1 kpc); contiene circa 200 miliardi di stelle (2×10¹¹) ^[29] ed ha una massa totale di circa 600 miliardi (6×10¹¹) di Soli. ^[30]

Altre forme

Le galassie cosiddette peculiari sono formazioni galattiche che sviluppano proprietà insolite, dovute all'interazione delle forze mareali di altre galassie. Un esempio di questa classe di oggetti è la galassia ad anello, che possiede una struttura anulare di stelle e mezzo interstellare che circonda una barra centrale. Si pensa che una galassia ad anello si possa formare quando una galassia più piccola passa attraverso il nucleo di una galassia spirale. ^[31] Probabilmente un evento come questo si è verificato nella Galassia di Andromeda, la quale, se osservata nell'infrarosso, mostra una struttura ad anello multipla. ^[32]

Una galassia lenticolare è invece una forma intermedia che ha sia le proprietà delle galassie ellittiche sia quelle delle galassie spirali. Sono classificate secondo la sequenza di Hubble con la sigla S0, e possiedono dei bracci di spirale non definiti con un alone ellittico di stelle. ^[33]

In aggiunta a queste due classi esiste una grande varietà di galassie che non possono essere classificate né come ellittiche, né come spirali: di solito ci si riferisce a queste galassie con l'appellativo di galassie irregolari. Una galassia Irr-I possiede alcune strutture che non possono allinearsi con lo schema di Hubble; una galassia Irr-II invece non possiede neppure una struttura che ricordi la sequenza di Hubble, perché potrebbero essere state distrutte da diverse interazioni. ^[34] Un esempio di galassie irregolari vicine alla nostra Galassia sono le due Nubi di Magellano.

Nane

Nonostante l'apparente prevalenza delle grandi galassie ellittiche o a spirale, la gran parte delle galassie dell'Universo sono in realtà delle galassie nane; queste deboli galassie possiedono circa un centesino del diametro della Via Lattea e contengono al massimo appena qualche miliardo di stelle. ^[35]

Molte galassie nane orbitano come satelliti attorno ad una singola grande galassia; la Via Lattea possiede poco meno di una ventina di galassie satelliti, ma secondo alcuni studi e ne esisterebbero altre. Alcune speculazioni parlano di altre 300 - 500 galassie minori ancora da scoprire. ^[36] Le galassie nane sono anche classificate come ellittiche, spirali ed irregolari. Dato che le galassie nane ellittiche spesso mostrano somiglianze con le galassie ellittiche giganti, sono spesso chiamate galassie nane sferoidali.

Dinamiche ed attività insolite

Interazioni

La separazione media tra le galassie appartenenti ad un ammasso è un po' più elevata dell'ordine di grandezza del diametro delle galassie più grandi; a causa di ciò, le interazioni fra queste galassie sono relativamente frequenti, e svolgono un ruolo determinante nell'evoluzione di queste galassie. Le perdite di materia tra le galassie sono relaitvamente frequenti e risultano causate dalle distorsioni dovute alle forze mareali, che possono causare alcuni scambi di gas e polveri. ^[37]^[38]

Le collisioni avvengono quando due galassie passano direttamente l'una attraverso l'altra ed hanno abbastanza movimento per non andar incontro ad una fusione. Le stelle di queste galassie interagenti passano di solito con traiettorie dritte senza scontrarsi fra di loro. Tuttavia, i gas e le polveri delle due galassie vanno necessariamente incontro ad una interazione: le forze esercitate sulle nubi in collisione possono far scattare un violento fenomeno di formazione stellare ed il mezzo interstellare si disgrega e si comprime. Una collisione può distorcere enormemente la forma di una o di entrambe le galassie, formando barre, anelli o strutture piatte. ^[37]^[38]

Se l'interazione è particolarmente forte, le galassie si fondono fra loro; in questo caso il movemento delle due galassie non è sufficiente per consentire un tranquillo transito l'una dentro l'altra. Al contrario, tenderanno ad unirsi gradualmente per formare un'unica grande galassia. Nel caso in cui una delle galassie sia molto più grande dell'altra, il risultato è noto come cannibalismo galattico; in questo caso la galassia più grande non subirà notevoli deformazioni dalla fusione. Il nucleo di certe galassie minori può disposri separatamente nell'alone galattico, assumendo caratteristiche simili a quelle degli ammassi globulari. ^[39]^[40] La Via Lattea è attualmente in fase di fusione con la Galassia Nana Ellittica del Sagittario e con la Galassia Nana Ellittica del Cane Maggiore. ^[37]^[38]

Starburst

Le stelle si formano all'interno di galassie da una riserva di gas freddo che forma una nube molecolare gigante. È stato osservato che alcune galassie possiedono un tasso di formazione stellare straordinariamente alto, fenomeno noto nell'ambiente scientifico come starburst. Se l'attività di starburst continuasse ad avvenire, la galassia ospitante il fenomeno consumerebbe la sua riserva di gas in un tempo molto inferiore rispetto alla vita media della galassia; dunque l'attività di starburst di solito dura al massimo una decina di milioni di anni, un lasso di tempo quasi istantaneo se paragonato alla vita di una galassia. Le galassie dello starburst erano molto più diffuse nella storia antica dell'Universo, ^[42] e, ad oggi, costituiscono il 15% di tutti i fenomeni di formazione stellare. ^[43]

Le galassie dello starburst sono caratterizzate da una forte concentrazione di gas e dalla presenza di stelle giovani e brillanti, incluse stelle supermassicce che ionizzano le nubi creando regioni H II. ^[44] Queste stelle massicce evolvono velocemente ed esplodono come supernovae, dando luogo a dei resti di supernova in espansione che interagisce violentemente con il gas circostante; queste esplosioni innescano una reazione a catena di formazione stellare che si estende a tutta la regione nebulosa. Solo quando il gas è prossimo ad esaurirsi o a disperdersi la reazione di starburst ha fine. ^[42]

Gli starburst sono spesso associati con le galassie interagenti o in via di fusione. L'esempio tipo di una galassia dello starburst per interazione è M82, che sperimentò una forte interazione con la vicina galassia maggiore M81. Le galassie irregolari spesso mostrano i segni di un'attività di starburst. ^[45]

Nuclei attivi

Una parte delle galassie che possiamo osservare sono classificate come attive; in queste galassie una parte consistente dell'energia totale, di stelle, polveri e mezzo interstellare vengono emessi verso l'esterno come un getto.

Il modello standard di una galassia attiva è basato su un disco di accrescimento che si forma attorno ad un buco nero supermassiccio al centro del nucleo. La radiazione che parte da una galassia attiva risulta dall'energia gravitazionale di materia come questa cade dal disco all'interno del buco nero. ^[46] In circa il 10% di queste galassie è presente un doppio getto che si estende in direzioni diametralmente opposte dal nucleo ad una velocità simile a quella della luce. Il meccanismo in cui si producono questi getti non è ancora ben compreso. ^[47]

Le galassie attive che emettono radiazione ad alta energia in forma di raggi X sono classificate come galassie di Seyfert o Quasar, a seconda della lorop luminosità. Si crede che i cosiddetti blazar siano galassie attive con un getto relativistico che punta in direzione della Terra; una radiogalassia emette invece frequenze radio attraverso i getti relativistici. Esiste un modello unificato per questa serie di galasie, che le descrive basandosi sull'angolo di visuale dell'osservatore. ^[47]

In relazione con le galassie attive si trovano probabilmente le regioni nucleari a linee di emissione a bassa ionizzazione; l'emissione da questo tipo di galassie è dominato da elementi debolmente ionizzati. ^[48] Circa un terzo delle galassie vicine avrebbero un nucleo a linee di emissione a bassa ionizzazione. ^[46]^[48]^[49]

Formazione ed evoluzione

Gli studi sulla formazione e l'evoluzione galattica cercano di fornire delle risposte riguardo a come le galassie si formarono e al loro percorso evoluzionistico lungo la storia dell'Universo. Alcune teorie in questo campo sono ora pienamente accettate, ma in campo astrofisico questo fronte di studio resta ancora aperto.

Formazione

I modelli cosmologici attuali dell'Universo primordiale sono basati sulla teoria del Big Bang. Circa 300.000 anni dopo questo evento, iniziarono a formarsi gli atomi di idrogeno ed elio, in un evento chiamato ricombinazione. Quasi tutto l'idrogeno era neutro (non ionizzato) e assorbiva la luce mentre non vi era nessuna stella; come risultato di ciò questa fase viene chiamata "età nera". Fu dalle fluttuazioni di densità (o irregolarità anisotropiche) di questa materia primordiale che iniziarono ad apparire le strutture maggiori; come risultato, la massa della materia barionica iniziò a condensare con l'alone di materia oscura. ^[50] Queste strutture primordiali sarebbero poi diventate le galassie che oggi osserviamo.

Indizi sulle prime fasi della formazione delle galassie furono trovate nel 2006, quando si scoprì che la galassia IOK-1 possiede un insolitamente alto spostamento verso il rosso di 6,96, corrispondente ad un periodo risalente a 750 milioni di anni dopo il Big bang, che ne ha fatto la galassia più remota e antica conosciuta. ^[51] Mentre alcuni scienziati hanno stabilito che altri oggetti, come Abell 1835 IR1916, possiedono un elevato spostamento verso il rosso (redshift in gergo astronomico), e perciò possono essere osservati in uno stadio antico dell'evoluzione dell'Universo^[52], l'età e la composizione di IOK-1 è stata determinata con più certezza; l'esistenza di queste antiche protogalassie suggerisce che queste galassie devono essersi evolute nella cosiddetta "Età Oscura". ^[53]

Il processo di formazione delle galassie è una delle tante questioni ancora aperte in campo astronomico. Le teorie esistenti possono essere raggruppate in due categorie: top-down e button-up. Nelle prime (come nel modello ELS - Eggen–Lynden-Bell–Sandage) le protogalassie si formano a seguito di un vasto e simultaneo collasso avvenuto in circa un milione di anni; ^[54] secondo le altre teorie (come nel modello SZ - Searle-Zinn) invece si formarono inizialemnte solo gli ammassi globulari e in seguito alcuni di questi corpi iniziarono a crescere fino a formare le galassie più grandi. ^[55] Le teorie moderne devono essere modificate per tenere conto della probabile presenza degli aloni di materia oscura.

Una volta che le galassie iniziano a formarsi ed a contrarsi, appare al loro interno il primo alone di stelle (chiamato popolazione III di stelle); queste stelle sono composte per la quasi totalità da elementi leggeri, come idrogeno ed elio, e potrebbero avere una massa notevole. Se così fosse, queste stelle avrebbero rapidamente consumato la loro riserva di idrogeno combustibile esplodendo poi come supernovae, rilasciando elementi più pesanti (i prodotti della fusione nucleare) nel mezzo interstellare. ^[56] Questa prima generazione di stelle ri-ionizzò l'idrogeno neutro circostante, creando bolle di spazio in espansione attraverso cui la luce poteva viaggiare. ^[57]

Evoluzione

Entro un miliardo di anni dalla formazione delle galassie, iniziano ad apparire le strutture tipo: si formano gli ammassi globulari, il buco nero supermassiccio ed il bulge (centro) galattico composto da stelle di popolazione II, povere in metalli. La creazione di un buco nero supermassiccio sembra giocare un ruolo fondamentale nell'afflusso di materia che andrà ad accrescere la galassia. ^[60] Durante questo periodo, all'interno delle galassie si verifica un esteso e potente fenomeno di formazione stellare. ^[61]

Durante i due miliardi di anni seguenti, la materia accumulata si dispone lungo il disco galattico. ^[62] Una galassia continuerà nel corso della sua esistenza a ricevere materiale proveniente da nubi ad alta velocità e galassie nane; ^[63] questa materia consiste principalmente in idrogeno ed elio. Il ciclo della nascita e morte stellarefa aumentare lentamente l'abbondanza di elementi pesanti, che favoriscono la formazione dei pianeti. ^[64]

L'evoluzione delle galassie può essere interessata da eventi come le interazioni e le collisioni. Le fusioni fra galassie furono comuni durante le epoche più antiche e la gran parte delle galassie possedevano una morfologia peculiare. ^[65] A causa della grande distanza fra le stelle, la quasi totalità dei sistemi stellari nelle galassie in collisione ne risultano indenni. Tuttavia, le forze mareali e gravitazionali in gioco possono creare delle lunghe correnti di stelle e polveri all'esterno delle galassie interessate, correnti note come "code mareali"; esempi di queste strutture possono essere osservate in NGC 4676 ^[66] o nelle Galassie Antenne. ^[67]

Come esempio di questo tipo di interazioni si può citare il fatto che la Via Lattea e la Galassia di Andromeda si stanno avvicinando alla velocità di 130 km/s e, a seconda del loro movimento laterale, le due galassie potrebbero collidere in circa cinque o sei miliardi di anni. (vedi la voce Collisione tra Andromeda e la Via Lattea) Sebbene la Via Lattea non si sia mai scontrata con galassie grandi come la Galassia di Andromeda, ci sono sempre più evidenze del fatto che la nostra Galassia si sia scontrata in passato (e tuttora) con galassie nane minori. ^[68]

Interazioni di larga scala come queste sono rare; come il tempo passa le collisioni fra due galassie di pari dimensioni diventano sempre meno comuni. Molte delle galassie luminose non hanno subito cambiamenti negli ultimi miliardi di anni ed anche il tasso di formazione stellare raggiunse il massimo picco cinque miliardi di anni fa. ^[69]

Evoluzioni future

Attualmente, gran parte dei fenomeni di formazione stellare avvengono nelle galassie più piccole dove il gas freddo non è ancora così rarefatto. ^[65] Le galassie spirali, come la Via Lattea, producono nuove generazioni di stelle solo se e dove possiedono dense nubi molecolari di idrogeno interstellare; ^[70] le galassie ellittiche sono invece di fatto quasi del tutto prive di nubi di gas, perciò non producono nuove stelle. ^[71] L'afflusso di materia che provoca la formazione stellare ha un limite; una volta che le stelle hanno convertito l'idrogeno disponibile in elementi più pesanti, i fenomeni di formazione di nuove stelle ha termine. ^[72]

L'attuale era di formazione stellare si stima che continuerà ancora per circa cento miliardi di anni, dopo i quali l'"era delle stelle" inizierà a declinare, in un periodo compreso fra dieci e cento trilioni di anni (un trilione=mille miliardi, 10¹²), quando le stelle più piccole e longeve dell'Universo, le deboli nane rosse, termineranno il loro ciclo vitale. Alla fine dell'era delle stelle, le galassie saranno composte solo da oggetti compatti: nane brune, nane bianche tiepide o fredde ("nane nere") strelle di neutroni e buchi neri. Eventualmente, come risultato della relazione gravitazionale, tutte le stelle potrebbero cadere all'interno di un buco nero supermassiccio, oppure potrebbero essere scagliate nello spazio intergalattico in seguito a collisioni. ^[73]^[72]

Strutture a grande scala

Galleria fotografica

NGC 55, una luminosa galassia spirale dalla forma vagamente irregolare vista di taglio.
NGC 253, una galassia spirale barrata nella costellazione dello Scultore.
NGC 300, una galassia spirale vista di faccia.
NGC 1097, una galassia spirale coi bracci molto aperti nella costellazione della Fornace.
La grande galassia NGC 1300, in cui è molto ben evidente la barra trasversale che attraversa il nucleo.
L'Oggetto di Hoag, una galassia peculiare con una struttura ad anello molto regolare.
M104, la Galassia Sombrero, una delle galassie più conosciute e fotografate dagli astrofili.
NGC 6050, un ottimo esempio di galassie interagenti, nella costellazione di Ercole.

NGC 6050, un ottimo esempio di galassie interagenti, nella costellazione di Ercole.
NGC 4650A, una rarissima galassia ad anello polare.
La Galassia Vortice, una galassia in via di interazione con una galassia più piccola.

La Galassia Vortice, una galassia in via di interazione con una galassia più piccola.
NGC 1672, una galassia spirale dalla forma allungata.
NGC 1316, una galassia lenticolare attarversata da delle bande oscure.

Note

^ L. S. Sparke, J. S. Gallagher III, Galaxies in the Universe: An Introduction, Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-59704-4.
^ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M., NASA Finds Direct Proof of Dark Matter, su nasa.gov, NASA, 21 agosto 2006. URL consultato il 17 aprile 2007.
^ Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy, su eso.org, ESO, 3 maggio 2000. URL consultato il 3 gennaio 2007.
^ ^a ^b Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View, su nasa.gov, NASA, 28 febbraio 2006. URL consultato il 3 gennaio 2007.
^ Aaron Hoover, UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected, Hubble News Desk, 16 giugno 2003. URL consultato il 5 febbraio 2007.
^ ^a ^b T.H. Jarrett, Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas, su ipac.caltech.edu, California Institute of Technology. URL consultato il 9 gennaio 2007.
^ Glen Mackie, To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand, su astronomy.swin.edu.au, Swinburne University, 1 febbraio 2002. URL consultato il 20 dicembre 2006.
^ D. Gilman, The Galaxies: Islands of Stars, su hq.nasa.gov, NASA WMAP. URL consultato il 10 agosto 2006.
^ Galaxy Clusters and Large-Scale Structure, su damtp.cam.ac.uk, University of Cambridge. URL consultato il 15 gennaio 2007.
^ D. Finley, D. Aguilar, Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core, su nrao.edu, National Radio Astronomy Observatory, 2 novembre 2005. URL consultato il 10 agosto 2006.
^ Lubomír Koneãn˘, Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way (PDF), su udu.cas.cz, Academy of Sciences of the Czech Republic. URL consultato il 5 gennaio 2007.
^ Joe Rao, Explore the Archer's Realm, su space.com, 2 settembre 2005. URL consultato il 3 gennaio 2007.
^ Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge University Press, ISBN 0-933346-90-5. accesso richiede url (aiuto)
^ la Grande Nube di Magellano, su astrolink.mclink.it. URL consultato il 8 gennaio 2008.
^ Lenny Abbey, The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown, su labbey.com, The Compleat Amateur Astronomer. URL consultato il 4 gennaio 2007.
^ Heber D. Curtis, Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 100, 1988, p. 6.
^ Harold F. Weaver, Robert Julius Trumpler, su nap.edu, National Academy of Sciences. URL consultato il 5 gennaio 2007.
^ E. P. Hubble, A spiral nebula as a stellar system, Messier 31, in Astrophysical JournalEngl, vol. 69, 1929, pp. 103–158.
^ Allan Sandage, Edwin Hubble, 1889–1953, in The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 83, 1989. URL consultato il 8 gennaio 2007.
^ ^a ^b M.A. Barstow, Elliptical Galaxies, su star.le.ac.uk, Leicester University Physics Department, 2005. URL consultato il 8 giugno 2006.
^ Galaxies, su curious.astro.cornell.edu, Cornell University, 20 ottobre 2005. URL consultato il 10 agosto 2006.
^ Gene Smith, Galaxies — The Spiral Nebulae, su casswww.ucsd.edu, University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences, 6 marzo 2000. URL consultato il 30 novembre 2006.
^ Milky Way (PDF), su rvanya.com. URL consultato il 29 maggio 2008.
^ The Galaxy We Call Home, su faculty.salisbury.edu, Salisbury University. URL consultato il 29 maggio 2008.
^ P. B. Eskridge, J. A. Frogel, What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?, in Astrophysics and Space Science, vol. 269/270, 1999, pp. 427–430.
^ F. Bournaud, F. Combes, Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal, in Astronomy and Astrophysics, vol. 392, 2002, pp. 83–102.
^ J. H. Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Laine, Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies, in Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, vol. 337, 2002, pp. 808–828.
^ C. Alard, Another bar in the Bulge, in Astronomy and Astrophysics, vol. 379, 2001, pp. L44-L47.
^ Robert Sanders, Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum, UCBerkeley News, 9 gennaio 2006. URL consultato il 24 maggio 2006.
^ G. R. Bell, S. E. Levine, Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 29, 1997, p. 1384.
^ R. A. Gerber, S. A. Lamb, D. S. Balsara, Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 26, 1994, p. 911.
^ ISO unveils the hidden rings of Andromeda, Esa Science News, 14 ottobre 1998. URL consultato il 24 maggio 2006.
^ Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed, su cfa.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 31 maggio 2004. URL consultato il 6 dicembre 2006.
^ M.A. Barstow, Irregular Galaxies, su star.le.ac.uk, University of Leicester, 2005. URL consultato il 5 dicembre 2006.
^ S. Phillipps, M. J. Drinkwater, M. D. Gregg, J. B. Jones, Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster, in The Astrophysical Journal, vol. 560, 2001, pp. 201–206.
^ Kimm Groshong, Strange satellite galaxies revealed around Milky Way, NewScientist, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 gennaio 2007.
^ ^a ^b ^c Galaxy Interactions, su astro.umd.edu, University of Maryland Department of Astronomy. URL consultato il 19 dicembre 2006.
^ ^a ^b ^c Interacting Galaxies, su cosmos.swin.edu.au, Swinburne University. URL consultato il 19 dicembre 2006.
^ Meylan, G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?, su arxiv.org, arXiv, 2001. URL consultato il 2 giugno 2008.
^ News Release - heic0809: Black hole found in enigmatic Omega Centauri, su spacetelescope.org, Hubble Information Center, 2 aprile 2008. URL consultato il 8 aprile 2008.
^ Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!, su hubblesite.org, NASA, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 agosto 2006.
^ ^a ^b Starburst Galaxies, su chandra.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10 agosto 2006.
^ R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama, Demographics and Host Galaxies of Starbursts, Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Dordrecht: Springer, 6–10 settembre 2004, pp. 187-. URL consultato il 11 dicembre 2006.
^ Gene Smith, Starbursts & Colliding Galaxies, su casswww.ucsd.edu, University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences, 13 luglio 2006. URL consultato il 10 ottobre 2006.
^ Bill Keel, Starburst Galaxies, su astr.ua.edu, University of Alabama, settembre 2006. URL consultato il 11 dicembre 2006.
^ ^a ^b William C. Keel, Introducing Active Galactic Nuclei, su astr.ua.edu, The University of Alabama, 2000. URL consultato il 6 dicembre 2006.
^ ^a ^b J. Lochner, M. Gibb, A Monster in the Middle, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 20 dicembre 2006.
^ ^a ^b T. M. Heckman, An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei, in Astronomy and Astrophysics, vol. 87, 1980, pp. 152–164.
^ L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent, A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies, in Astrophysical Journal, vol. 487, 1997, pp. 568–578.
^ Search for Submillimeter Protogalaxies, su cfa-www.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 18 novembre 1999. URL consultato il 10 gennaio 2007.
^ R. McMahon, Journey to the birth of the Universe, in Nature, vol. 443, 2006.
^ La distanza delle galassie consente di poter osservare indietro nel tempo: se una galassia si trova ad esempio a 100 milioni di anni luce, significa che noi vediamo quella galassia come si presentava 100 milioni di anni fa, poiché la sua luce, pera arrivare fino a noi, ha impiegato 100 milioni di anni; di conseguenza, una galassia ad una distanza di 10 miliardi di anni luce, ci rivela come essa si presentava alle origini dell'Universo.
^ Search for Submillimeter Protogalaxies, su cfa-www.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, November 18, 1999. URL consultato il 10 gennaio 2007.
^ O. J. Eggen, D. Lynden-Bell, A. R. Sandage, Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed, in Reports on Progress in Physics, vol. 136, 1962, p. 748.
^ L. Searle, R. Zinn, Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo, in Astrophysical Journal, vol. 225, 1978, pp. 357–379.
^ A. Heger, S. E. Woosley, The Nucleosynthetic Signature of Population III, in Astrophysical Journal, vol. 567, 2002, pp. 532–543.
^ R. Barkana, A. Loeb, In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe, in Physics Reports, vol. 349, 1999, pp. 125–238.
^ R. Villard, F. Samarrai, T. Thuan, G. Ostlin, Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe, HubbleSite News Center, 1 dicembre 2004. URL consultato il 1 gennaio 2007.
^ Weaver, D.; Villard, R., Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy, HubbleSite News Center, 16 ottobre 2007. URL consultato il 16 ottobre 2007.
^ Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation, Carnegie Mellon University, 9 febbraio 2005. URL consultato il 7 gennaio 2007.
^ Robert Massey, Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe, Royal Astronomical Society, 17 aprile 2007. URL consultato il 20 aprile 2007.
^ Masafumi Noguchi, Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks, vol. 514, Astrophysical Journal, 1999, pp. 77–95. URL consultato il 16 gennaio 2007.
^ C. Baugh, C. Frenk, How are galaxies made?, su physicsweb.org, Physics Web, May 1999. URL consultato il 16 gennaio 2007.
^ G. Gonzalez, The Stellar Metallicity — Planet Connection, Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets, Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, p. 431. URL consultato il 16 gennaio 2007.
^ ^a ^b Christopher J. Conselice, The Universe's Invisible Hand, in Scientific American, vol. 296, febbraio 2007, pp. 35–41.
^ H. Ford et al, Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe, Hubble News Desk, April 30, 2002. URL consultato l'8 maggio 2007.
^ Curtis Struck, Galaxy Collisions, vol. 321, 1999.
^ Janet Wong, Astrophysicist maps out our own galaxy's end, University of Toronto, 14 aprile 2000. URL consultato il 11 gennaio 2007.
^ Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop, The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies, in Nature, vol. 428, 2004, pp. 625–627.
^ R. C. Kennicutt Jr., P. Tamblyn, C. E. Congdon, Past and future star formation in disk galaxies, in Astrophysical Journal, vol. 435, 1994, pp. 22–36.
^ G. R. Knapp, Star Formation in Early Type Galaxies, 1999, ISBN 1-886733-84-8.
^ ^a ^b Fred Adams, Greg Laughlin, The Great Cosmic Battle, su astrosociety.org, Astronomical Society of the Pacific, 13 luglio 2006. URL consultato il 16 gennaio 2007.
^ Sally Pobojewski, Physics offers glimpse into the dark side of the universe, su umich.edu, University of Michigan, 21 gennaio 1997. URL consultato il 13 gennaio 2007.

Bibliografia essenziale

James Binney, Michael Merrifield: Galactic astronomy, Princeton University Press, 1998

Voci correlate

Andromeda VIII
Formazione ed evoluzione galattica
Galassia del Triangolo
Galassia di Andromeda
Grande Nube di Magellano
M87 (galassia della Vergine)
Piccola Nube di Magellano
Struttura a grande scala dell'universo
Via Lattea
Nana ultra-compatta (UCD o Ultra-Compact Dwarf)^[1]

Altri progetti

Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su galassia

Collegamenti esterni

Le galassie dal sito del CODAS
Galaxies, SEDS Messier pages
animazione di una galassia nana inghiottita dalla Via Lattea

Portale Astronomia

Portale Oggetti del profondo cielo

Template:Link AdQ Template:Link AdQ Template:Link AdQ

^ http://www.abc.net.au/news/stories/2004/04/03/1080302.htm

[sparkegallagher2000-1] L. S. Sparke, J. S. Gallagher III, Galaxies in the Universe: An Introduction, Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-59704-4.

[2] Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M., NASA Finds Direct Proof of Dark Matter, su nasa.gov, NASA, 21 agosto 2006. URL consultato il 17 aprile 2007.

[3] Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy, su eso.org, ESO, 3 maggio 2000. URL consultato il 3 gennaio 2007.

[M101-4] Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View, su nasa.gov, NASA, 28 febbraio 2006. URL consultato il 3 gennaio 2007.

[5] Aaron Hoover, UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected, Hubble News Desk, 16 giugno 2003. URL consultato il 5 febbraio 2007.

[IRatlas-6] T.H. Jarrett, Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas, su ipac.caltech.edu, California Institute of Technology. URL consultato il 9 gennaio 2007.

[7] Glen Mackie, To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand, su astronomy.swin.edu.au, Swinburne University, 1 febbraio 2002. URL consultato il 20 dicembre 2006.

[8] D. Gilman, The Galaxies: Islands of Stars, su hq.nasa.gov, NASA WMAP. URL consultato il 10 agosto 2006.

[9] Galaxy Clusters and Large-Scale Structure, su damtp.cam.ac.uk, University of Cambridge. URL consultato il 15 gennaio 2007.

[smbh-10] D. Finley, D. Aguilar, Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core, su nrao.edu, National Radio Astronomy Observatory, 2 novembre 2005. URL consultato il 10 agosto 2006.

[11] Lubomír Koneãn˘, Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way (PDF), su udu.cas.cz, Academy of Sciences of the Czech Republic. URL consultato il 5 gennaio 2007.

[12] Joe Rao, Explore the Archer's Realm, su space.com, 2 settembre 2005. URL consultato il 3 gennaio 2007.

[13] Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge University Press, ISBN 0-933346-90-5. accesso richiede url (aiuto)

[14] Grande Nube di Magellano, su astrolink.mclink.it. URL consultato il 8 gennaio 2008.

[15] Lenny Abbey, The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown, su labbey.com, The Compleat Amateur Astronomer. URL consultato il 4 gennaio 2007.

[16] Heber D. Curtis, Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 100, 1988, p. 6.

[17] Harold F. Weaver, Robert Julius Trumpler, su nap.edu, National Academy of Sciences. URL consultato il 5 gennaio 2007.

[18] E. P. Hubble, A spiral nebula as a stellar system, Messier 31, in Astrophysical JournalEngl, vol. 69, 1929, pp. 103–158.

[19] Allan Sandage, Edwin Hubble, 1889–1953, in The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 83, 1989. URL consultato il 8 gennaio 2007.

[elliptical-20] M.A. Barstow, Elliptical Galaxies, su star.le.ac.uk, Leicester University Physics Department, 2005. URL consultato il 8 giugno 2006.

[21] Galaxies, su curious.astro.cornell.edu, Cornell University, 20 ottobre 2005. URL consultato il 10 agosto 2006.

[22] Gene Smith, Galaxies — The Spiral Nebulae, su casswww.ucsd.edu, University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences, 6 marzo 2000. URL consultato il 30 novembre 2006.

[23] Milky Way (PDF), su rvanya.com. URL consultato il 29 maggio 2008.

[24] The Galaxy We Call Home, su faculty.salisbury.edu, Salisbury University. URL consultato il 29 maggio 2008.

[25] P. B. Eskridge, J. A. Frogel, What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies?, in Astrophysics and Space Science, vol. 269/270, 1999, pp. 427–430.

[26] F. Bournaud, F. Combes, Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal, in Astronomy and Astrophysics, vol. 392, 2002, pp. 83–102.

[27] J. H. Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Laine, Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies, in Monthly Notice of the Royal Astronomical Society, vol. 337, 2002, pp. 808–828.

[28] C. Alard, Another bar in the Bulge, in Astronomy and Astrophysics, vol. 379, 2001, pp. L44-L47.

[29] Robert Sanders, Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum, UCBerkeley News, 9 gennaio 2006. URL consultato il 24 maggio 2006.

[30] G. R. Bell, S. E. Levine, Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 29, 1997, p. 1384.

[31] R. A. Gerber, S. A. Lamb, D. S. Balsara, Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 26, 1994, p. 911.

[32] ISO unveils the hidden rings of Andromeda, Esa Science News, 14 ottobre 1998. URL consultato il 24 maggio 2006.

[33] Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed, su cfa.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 31 maggio 2004. URL consultato il 6 dicembre 2006.

[34] M.A. Barstow, Irregular Galaxies, su star.le.ac.uk, University of Leicester, 2005. URL consultato il 5 dicembre 2006.

[35] S. Phillipps, M. J. Drinkwater, M. D. Gregg, J. B. Jones, Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster, in The Astrophysical Journal, vol. 560, 2001, pp. 201–206.

[36] Kimm Groshong, Strange satellite galaxies revealed around Milky Way, NewScientist, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 gennaio 2007.

[umda-37] Galaxy Interactions, su astro.umd.edu, University of Maryland Department of Astronomy. URL consultato il 19 dicembre 2006.

[suia-38] Interacting Galaxies, su cosmos.swin.edu.au, Swinburne University. URL consultato il 19 dicembre 2006.

[39] Meylan, G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?, su arxiv.org, arXiv, 2001. URL consultato il 2 giugno 2008.

[40] News Release - heic0809: Black hole found in enigmatic Omega Centauri, su spacetelescope.org, Hubble Information Center, 2 aprile 2008. URL consultato il 8 aprile 2008.

[41] Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope!, su hubblesite.org, NASA, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 agosto 2006.

[chandra-42] Starburst Galaxies, su chandra.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10 agosto 2006.

[43] R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama, Demographics and Host Galaxies of Starbursts, Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies, Dordrecht: Springer, 6–10 settembre 2004, pp. 187-. URL consultato il 11 dicembre 2006.

[44] Gene Smith, Starbursts & Colliding Galaxies, su casswww.ucsd.edu, University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences, 13 luglio 2006. URL consultato il 10 ottobre 2006.

[45] Bill Keel, Starburst Galaxies, su astr.ua.edu, University of Alabama, settembre 2006. URL consultato il 11 dicembre 2006.

[keel-46] William C. Keel, Introducing Active Galactic Nuclei, su astr.ua.edu, The University of Alabama, 2000. URL consultato il 6 dicembre 2006.

[monster-47] J. Lochner, M. Gibb, A Monster in the Middle, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 20 dicembre 2006.

[heckman1980-48] T. M. Heckman, An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei, in Astronomy and Astrophysics, vol. 87, 1980, pp. 152–164.

[hoetal1997b-49] L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent, A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies, in Astrophysical Journal, vol. 487, 1997, pp. 568–578.

[50] Search for Submillimeter Protogalaxies, su cfa-www.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 18 novembre 1999. URL consultato il 10 gennaio 2007.

[51] R. McMahon, Journey to the birth of the Universe, in Nature, vol. 443, 2006.

[52] La distanza delle galassie consente di poter osservare indietro nel tempo: se una galassia si trova ad esempio a 100 milioni di anni luce, significa che noi vediamo quella galassia come si presentava 100 milioni di anni fa, poiché la sua luce, pera arrivare fino a noi, ha impiegato 100 milioni di anni; di conseguenza, una galassia ad una distanza di 10 miliardi di anni luce, ci rivela come essa si presentava alle origini dell'Universo.

[53] Search for Submillimeter Protogalaxies, su cfa-www.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, November 18, 1999. URL consultato il 10 gennaio 2007.

[54] O. J. Eggen, D. Lynden-Bell, A. R. Sandage, Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed, in Reports on Progress in Physics, vol. 136, 1962, p. 748.

[55] L. Searle, R. Zinn, Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo, in Astrophysical Journal, vol. 225, 1978, pp. 357–379.

[56] A. Heger, S. E. Woosley, The Nucleosynthetic Signature of Population III, in Astrophysical Journal, vol. 567, 2002, pp. 532–543.

[57] R. Barkana, A. Loeb, In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe, in Physics Reports, vol. 349, 1999, pp. 125–238.

[58] R. Villard, F. Samarrai, T. Thuan, G. Ostlin, Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe, HubbleSite News Center, 1 dicembre 2004. URL consultato il 1 gennaio 2007.

[59] Weaver, D.; Villard, R., Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy, HubbleSite News Center, 16 ottobre 2007. URL consultato il 16 ottobre 2007.

[60] Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation, Carnegie Mellon University, 9 febbraio 2005. URL consultato il 7 gennaio 2007.

[61] Robert Massey, Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe, Royal Astronomical Society, 17 aprile 2007. URL consultato il 20 aprile 2007.

[62] Masafumi Noguchi, Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks, vol. 514, Astrophysical Journal, 1999, pp. 77–95. URL consultato il 16 gennaio 2007.

[63] C. Baugh, C. Frenk, How are galaxies made?, su physicsweb.org, Physics Web, May 1999. URL consultato il 16 gennaio 2007.

[64] G. Gonzalez, The Stellar Metallicity — Planet Connection, Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets, Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, p. 431. URL consultato il 16 gennaio 2007.

[sa296-65] Christopher J. Conselice, The Universe's Invisible Hand, in Scientific American, vol. 296, febbraio 2007, pp. 35–41.

[66] H. Ford et al, Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe, Hubble News Desk, April 30, 2002. URL consultato l'8 maggio 2007.

[67] Curtis Struck, Galaxy Collisions, vol. 321, 1999.

[68] Janet Wong, Astrophysicist maps out our own galaxy's end, University of Toronto, 14 aprile 2000. URL consultato il 11 gennaio 2007.

[69] Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop, The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies, in Nature, vol. 428, 2004, pp. 625–627.

[70] R. C. Kennicutt Jr., P. Tamblyn, C. E. Congdon, Past and future star formation in disk galaxies, in Astrophysical Journal, vol. 435, 1994, pp. 22–36.

[71] G. R. Knapp, Star Formation in Early Type Galaxies, 1999, ISBN 1-886733-84-8.

[cosmic_battle-72] Fred Adams, Greg Laughlin, The Great Cosmic Battle, su astrosociety.org, Astronomical Society of the Pacific, 13 luglio 2006. URL consultato il 16 gennaio 2007.

[73] Sally Pobojewski, Physics offers glimpse into the dark side of the universe, su umich.edu, University of Michigan, 21 gennaio 1997. URL consultato il 13 gennaio 2007.

[74] ttp://www.abc.net.au/news/stories/2004/04/03/1080302.htm

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[1]

Galassia: differenze tra le versioni

Versione delle 06:45, 15 giu 2008

Indice

Etimologia

Osservazione amatoriale

Storia delle osservazioni

Tipi e morfologia

Ellittiche

Spirali

Altre forme

Nane

Dinamiche ed attività insolite

Interazioni

Starburst

Nuclei attivi

Formazione ed evoluzione

Formazione

Evoluzione

Evoluzioni future

Strutture a grande scala

Galleria fotografica

Note

Bibliografia essenziale

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Menu di navigazione

@@ Riga 1: / Riga 1: @@
 {{nota disambigua|descrizione=altri significati|titolo=[[Galassia (disambigua)]]}}
+[[Image:NGC 4414 (NASA-med).jpg|right|thumb|280px|'''[[NGC 4414]]''', una tipia galassia spirale nella [[costellazione]] della [[Chioma di Berenice (costellazione)|Chioma di Berenice]], con un diametro di circa 17.000 [[parsec]] e a circa 20 milioni di parsec da noi. [[Hubble Space Telescope]][[NASA]]/[[ESA]].]]
-[[Immagine:Andromeda galaxy.jpg|thumb|350px|right|La galassia di Andromeda, vista dal satellite [[GALEX]] nell'ultravioletto.]]  In [[astronomia]], col termine '''galassia''' (dal [[Lingua greca|greco]] ''galaxìas kýklos'', cioè "circolo lattico", frase con cui gli antichi [[Grecia|Greci]] indicavano la [[Via Lattea]]) ci si riferisce a un sistema legato gravitazionalmente costituito da [[stella|stelle]], [[gas interstellare]], [[polvere interstellare|polveri]] e, probabilmente, [[materia oscura]].
+Una '''galassia''' è un sistema di grande massa [[Gravità|legata gravitazionalmente]] composto da [[stelle]], un [[mezzo interstellare]] di [[gas]] e [[Polvere interstellare|polveri]] e [[materia oscura]]. <ref name="sparkegallagher2000">{{cita libro
+  | autore=L. S. Sparke, J. S. Gallagher III
+  | anno=2000
+  | titolo=Galaxies in the Universe: An Introduction
+  | editore=Cambridge University Press
+  | luogo=Cambridge
+  | id=ISBN 0-521-59704-4}}</ref><ref>{{cita web | autore=Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. | data = 21 agosto 2006 | url = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/aug/HQ_06297_CHANDRA_Dark_Matter.html | titolo = NASA Finds Direct Proof of Dark Matter | editore = [[NASA]] | accesso = [[17 aprile]] [[2007]] }}</ref> Il nome deriva dal [[Lingua greca|greco]] ''γαλαξίας'' (galaxias), che significa "di latte", "latteo", con riferimento alla ben nota [[Via Lattea]]; le dimensioni delle galassie variano dalle [[Galassia nana|piccole galassie]] che contengono una decina di milioni di stelle <ref>{{cita web |data= [[3 maggio]] [[2000]] | url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-12-00.html | titolo = Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy | editore = ESO | accesso = [[3 gennaio]] [[2007]] }}</ref> fino alle galassie giganti, che possono contare al loro interno anche mille miliardi di stelle, <ref name="M101">{{cita web |data= [[28 febbraio]] [[2006]] | url = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/hst_spiral_m10.html | titolo = Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View | editore = NASA | accesso = [[3 gennaio]] [[2007]] }}</ref> tutte orbitanti attorno ad un comune [[centro di massa]]. Le galassie possono inoltre contenere un gran numero di [[Sistema stellare|sistemi stellari multipli]], [[ammassi aperti]], [[Ammasso globulare|globulari]] e vari tipi di [[Nebulosa|nubi interstellari]]. Il [[Sole]] è una delle stelle che fanno parte della galassia nota come [[Via Lattea]].
+Storicamente, le galassie sono state categorizzate secondo la loro forma apparente, ossia sulla loro morfologia visuale. Una forma molto diffusa è quella [[Galassia ellittica|ellittica]], <ref>{{cita news | nome=Aaron | cognome=Hoover | titolo=UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected | editore=Hubble News Desk | data=16 giugno 2003 | url=http://www.napa.ufl.edu/2003news/galaxies.htm | accesso=[[5 febbraio]] [[2007]] }}</ref> che ha un profilo ad [[ellisse]]. Le [[Galassia spirale|galassie spirali]] possiedono invece una forma a disco con delle strutture spiraliformi che si irradiano dal [[Bulge|nucleo]]. Le galassie con forma irregolare o insolita sono chiamate [[Galassia peculiare|galassie peculiari]] e di solito sono il risultato degli effetti distruttivi e plasmanti delle spinte gravitazionali delle galassie vicine. Certe interazioni tra galassie vicine posso dar luogo ad un fenomeno di fusione tra galassie, che spesso provocano intensi fenomeni di [[formazione stellare]], risultandone infine una [[galassia irregolare]]. <ref name="IRatlas">{{cita web | cognome = Jarrett | nome = T.H. | url = http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/galmorph/ | titolo = Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas | editore = California Institute of Technology | accesso = [[9 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
-Tipicamente le galassie hanno una massa compresa tra le 10<sup>5</sup> (galassie nane) e le  10<sup>12</sup> (ellittiche giganti) [[massa solare|masse solari]]; luminosità comprese tra le 10<sup>5</sup> e le 10<sup>11</sup> [[luminosità solare|luminosità solari]]; diametri che vanno dalle poche unità alle centinaia di [[parsec|kiloparsec]] (kpc) ed, in genere, tendono a raggrupparsi in strutture più complesse come i gruppi o gli ammassi di galassie.
+Nell'[[Universo osservabile]] ci sono probabilmente più di 100 miliardi di galassie; <ref>{{cita web | cognome = Mackie | nome = Glen |data= [[1 febbraio]] [[2002]] | url = http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html | titolo = To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand | editore = Swinburne University | accesso = [[20 dicembre]] [[2006]] }}</ref> gran parte di queste hanno un diametro compreso fra 1000 e 100.000 [[parsec]] <ref name="M101" /> e sono di solito separate da distanza dell'ordine di milioni di parsec (megaparsec, Mpc). <ref>{{cita web | autore=D. Gilman | url = http://www.hq.nasa.gov/office/pao/History/EP-177/ch4-7.html | titolo = The Galaxies: Islands of Stars | editore = NASA WMAP | accesso = [[10 agosto]] [[2006]] }}</ref> Lo [[spazio intergalattico]] (lo spazio fra le galassie) è intriso di un tenue gas con una densità inferiore ad un [[atomo]] per [[metro cubo]]. La maggior parte delle galassie sono prganizzate in una gerarchia di associazioni chiamate [[Ammasso di galassie|ammassi]], che possono formare gruppi ancora maggiori noti come [[Superammasso di galassie|superammassi]]. Queste grandi strutture sono di solito disposte all'interno di ''[[Grande muraglia (astronomia)|fogli]]'' e [[Filamento (astronomia)|filamenti]], che circondano immensi [[Vuoto (astronomia)|vuoti]] nell'[[Universo]]. <ref>{{cita web | url = http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/gal_lss.html | titolo = Galaxy Clusters and Large-Scale Structure | editore = University of Cambridge | accesso = [[15 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
-La [[classificazione delle galassie]] può essere fatta in base alle ''forma'' (ellittiche, spirali o irregolari) in base alla ''massa totale'' (giganti o nane), al ''contenuto stellare'' (in inglese early-type o late-type), all'''attività nucleare'' (radiogalassie, quasar ecc.). Anche la ''dinamica delle stelle'' al loro interno può essere fonte di classificazione; infatti, in una spirale le stelle orbitano attorno al centro galattico mentre, nelle ellittiche le stelle sono animate da moti caotici.
+Sebbene non sia ben chiaro, la [[materia oscura]] sembra occupare circa il 90% della [[Massa (fisica)|massa]] della gran parte delle galassie. I dati provenienti dalle osservazioni inducono a pensare che possono esistere al centro di molte galassie, ma non di tutte, dei [[Buco nero supermassiccio|buchi neri supermassicci]]; questi singolari oggetti sarebbero la causa dell'attività del nucleo delle [[Galassia attiva|galassie cosiddette ''attive'']]. La Via Lattea sembra nascondere uno di questi buchi neri nel suo nucleo. <ref name="smbh">{{cita web | autore = D. Finley, D. Aguilar |data= [[2 novembre]] [[2005]] | url = http://www.nrao.edu/pr/2005/sagastar/ | titolo = Astronomers Get Closest Look Yet At Milky Way's Mysterious Core | editore = National Radio Astronomy Observatory | accesso = [[10 agosto]] [[2006]] }}</ref>
-La formazione ed evoluzione delle galassie non è stata ancora completamente compresa ed ancora oggi diverse teorie tentano di spiegare come esse sono nate ed evolute. Una di queste teorie, coerente con il modello cosmologico comunemente accettato, prevede che le galassie si evolvano da [[protogalassia|protogalassie]], fino a diventare le galassie che oggi osserviamo, principalmente tramite la fusione (o il ''merging'') di galassie più piccole.
+==Etimologia==
-Un esempio di galassia è la [[Via Lattea]], o semplicemente Galassia (con l'iniziale maiuscola), nella quale si trova il nostro [[Sistema Solare]]. La Via Lattea è una spirale barrata con un diametro di 30 [[parsec|kpc]] (pari a circa 100.000 [[anno luce|anni luce]]), contenente circa 400 miliardi di stelle, ed ha una massa totale di circa mille miliardi di volte quella del [[Sole]]. All'esterno della Via Lattea, a poche decine di kpc di distanza, si trovano due piccole galassie irregolari, le [[Nubi di Magellano]] (visibili ad occhio nudo nell'emisfero australe), satelliti della nostra Galassia.
+La parola ''galassia'' deriva dal termine [[Lingua greca|greco]] che indicava la nostra Galassia, il termine appunto ''γαλαξίας'' (''galaxias''), che significa "latteo", o anche ''κύκλος γαλακτικός'' (''kyklos galaktikos''), col significato di "circolo galattico". Secondo la [[mitologia greca]], [[Zeus]] mise suo figlio nato da donna mortale, il neonato [[Eracle]], nel seno di [[Era (mitologia)|Era]] mentre lei era addormentata, così che il bambino potesse bere il suo latte divino per diventare immortale. Era si svegliò durante l'allattamento e realizzò che stava nutrendo un bambino sconosciuto: respinse il bambino e il latte schizzò via, andando a bagnare il cielo notturno, formando la banda chiara di luce nota come "Via "Lattea". <ref>{{cita web | cognome = Koneãn˘ | nome = Lubomír | url = http://www.udu.cas.cz/collegium/tintoretto.pdf | format=PDF | titolo = Emblematics, Agriculture, and Mythography in The Origin of the Milky Way | editore=Academy of Sciences of the Czech Republic | accesso = [[5 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
-Nell'emisfero boreale è invece ben visibile ad occhio nudo la [[Galassia di Andromeda|galassia di Andromeda]] che è la [[galassia spirale]] più grande del [[Gruppo Locale]] e che dista da noi circa 700 kpc.
+Quando [[William Herschel]] compilò il suo catalogo degli oggetti del cielo profondo, usò il nome ''nebulosa spirale'' per descrivere le caratteristiche di alcuni oggetti nebulosi, come la [[Galassia di Andromeda]]; queste "nebulose" furono in seguito riconosciute come immensi agglomerati di stelle quando si iniziò a scoprirne la distanza, dando origine alla teoria degli "universi-isola". Tuttavia, questa locuzione decadde dall'uso comune, poiché per "Universo" si intendeva la totalità dello spazio, con all'interno tutti gli oggetti osservabili, così si preferì adottare il termine ''galassia''. <ref>{{cita web | cognome = Rao | nome = Joe |data= [[2 settembre]] [[2005]] | url = http://www.space.com/spacewatch/050902_teapot.html | titolo = Explore the Archer's Realm | editore = space.com | accesso = [[3 gennaio]] [[2007]] }}</ref> Di fatto, da un punto di vista strettamente [[Etimologia|etimologico]], per ironia della sorte i termini "galassia" e "Via Lattea" sono sinonimi.
-==Morfologia delle galassie ==
-Le galassie generalmente si dividono in tre tipi principali: [[galassia ellittica|ellittiche]] (E), [[galassia spirale|spirali]] (S) e [[galassia irregolare|irregolari]] (Ir, quelle che non si classificano facilmente come spirali né come ellittiche). Una descrizione più articolata è data dalla [[Sequenza di Hubble]] (dal nome dell'astronomo [[Edwin Hubble]], che propose questo sistema di classificazione), che tiene conto di parametri morfologici quali il rapporto tra gli assi di una galassia ellittica o la presenza di una barra centralmente ad una galassia spirale.
+==Osservazione amatoriale==
-[[Immagine:Hubble sequence.png|center]]
+[[Immagine:M33 2 PS wiki.jpg|260px|thumb|left|La [[Galassia del Triangolo]], una delle galassie più vicine alla Via Lattea.]]
+L'osservazione amatoriale delle galassie, rispetto ad altri [[Oggetto del profondo cielo|oggetti del profondo cielo]], è resa difficoltosa da due fattori principali. Il primo fra tutti è la grandissima distanza che ci separa dalle galassie esterne alla [[Via Lattea]], che fa in modo che solo le più vicine siano visibili con facilità; il secondo fattore riguarda la distanza di questi oggetti.
+Oltre alla Via Lattea stessa, ossia la galassia all'interno della quale si trova il [[Sistema Solare]], soltanto altre tre sono visibili ad [[occhio nudo]]: la [[Grande Nube di Magellano|Grande]] e la [[Piccola Nube di Magellano]] sono visibili dall'[[emisfero australe]] terrestre e si presentano come delle macchie irregolari, quasi dei frammenti staccati della Via Lattea stessa, la cui scia luminosa corre a breve distanza; si tratta di due galassie molto vicine, che orbitano attorno alla nostra; tra le galassie giganti invece, l'unica visibile ad occhio nudo è la [[Galassia di Andromeda]], osservabile principalmente dall'[[emisfero boreale]] terrestre. Si tratta della galasia gigante più vicina a noi, e si presenta ad occhio nudo come un alone chiaro allungato, privo di dettagli. La [[Galassia del Triangolo]], una galassia spirale di medie dimensioni poco più lontana della Galassia di Andromeda, già è invisibile ad occhio nudo, rivelandosi solo attraverso un [[binocolo]] nelle notti più limpide. Tra le galassie prossime al nostro [[Gruppo Locale]] ve ne sono alcune in direzione della [[costellazione]] dell'[[Orsa Maggiore (costellazione)|Orsa Maggiore]] ([[Galassia Sigaro|M81]] e [[Galassia di Bode|M82]]),<ref>{{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | editore= Cambridge University Press | accesso= [[30 aprile]] [[2008]]| id= ISBN 0-933346-90-5}}</ref> ma già sono visibili solo con un [[telescopio amatoriale]].
+==Storia delle osservazioni==
+[[Image:M51Sketch.jpg|thumb|right|250px|Schizzo della [[Galassia Vortice]] eseguito da [[William Parsons|Lord Rosse]] nel [[1845]].]]
+{{vedi anche|Via Lattea#Storia delle osservazioni}}
+La scoperta che il [[Sole]] si trova all'interno di una galassia e che ci sono, di fatto, innumerevoli altre galassie, è strettamente legata alla scoperta della natura della [[Via Lattea]].
+Prima dell'avvento del [[telescopio]] oggetti così lontani come le galassie erano del tutto sconosciuti, data la loro bassa luminosità e la grande distanza. Alle civiltà classiche poteva essere nota soltanto una macchia chiara in direzione della costellazione di Andromeda (quella che venne per lungo tempo chiamata "Grande Nube di Andromeda"), visibile senza difficoltà ad occhio nudo, ma la cui natura era del tutto ignorata. Le due [[Nubi di Magellano]], le altre galassie visibili ad occhio nudo, possedevano una [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] troppo meridionale affinché potessero essere osservate dalle latitudini temperate boreali. Furono sicuramente osservate dalle popolazioni che vivevano nell'emisfero sud della Terra, ma ci hanno lasciato pochi riferimenti scritti. <ref>{{cita web| titolo=la Grande Nube di Magellano | url=http://astrolink.mclink.it/messier/xtra/ngc/lmc.html | accesso=[[8 gennaio]] [[2008]]}}</ref>
+Verso la fine del [[XVIII secolo]], [[Charles Messier]] compilò un catalogo delle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo di 5000 nebulose messo assieme da [[William Herschel]]. Nel [[1845]], [[William Parsons]] costruì un nuovo telescopio e fu in grado di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali. Riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi di Kant. Nonostante questo, le nebulose non vennero universalmente accettate come galassie separate finché [[Edwin Hubble]] non risolse la questione nei primi [[anni 1920|anni venti]]. Usando un nuovo [[telescopio]], riuscì a risolvere in stelle le parti esterne di alcune nebulose a spirale e identificò tra queste alcune [[variabile Cefeide|variabili Cefeidi]], riuscendone quindi a stimare la distanza: erano troppo distanti per far parte della [[Via Lattea]]. Nel [[1936]], Hubble pubblicò un sistema di classificazione delle galassie in uso ancora oggi, la Sequenza di Hubble. <ref>{{cite web | last = Abbey | first = Lenny | url = http://labbey.com/Telescopes/Parsontown.html | title = The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown | publisher = The Compleat Amateur Astronomer | accessdate = 2007-01-04 }}</ref>
+Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del [[Sole]] al suo interno fu di [[William Herschel]] nel [[1785]], attraverso un conteggio scrupoloso del numero di stelle in regioni differenti del cielo. Disegnò in seguito un diagramma della forma della Galassia con il Sole nei pressi del suo centro.
+[[Image:Pic iroberts1.jpg|thumb|250px|left|Fotografia della "Grande Nebulosa di Andromeda" risalente al [[1899]], in seguito identificata con la [[Galassia di Andromeda]].]]
+Nel [[1917]] [[Heber Doust Curtis|Heber Curtis]] osservò la [[nova]] [[S Andromedae]] all'interno della "Grande Nebulosa di Andromeda"; cercando poi nei registri fotografici trovò altre undici stelle novae. Curtis determinò che la [[magnitudine apparente]] di questi oggetti era stata 10 volte inferiore di quella che raggiungono gli oggetti all'interno della Via Lattea. Come risultato egli calcolò che la "nebulosa" dovesse trovarsi ad una distanza di circa 150.000 [[parsec]]. Diventò così un sostenitore della teoria degli "universi isola" che affermava che le nebulose di forma spirale erano in realtà galassie separate simili alla nostra. <ref>{{cita pubblicazione | autore=Heber D. Curtis | authorlink=Heber Doust Curtis | titolo=Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory | rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | anno=1988 | volume=100 | pagine=6 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100....6C }}</ref> Nel [[1920]] ebbe luogo il Gran Dibattito tra [[Harlow Shapley]] e Heber Curtis riguardo la natura della Via Lattea, delle nebulose spiraliformi e sulle dimensioni dell'[[Universo]]. Per supportare l'ipotesi che la Grande Nebulosa di Andromeda fosse in realtà una galassia esterna, Curtis indicà la presenza di linee oscure simili alle [[Nebulosa oscura|nebulose oscure]] osservabili nella Via Lattea, come anche il notevole [[Effetto Doppler]] osservato. <ref>{{cita web | nome=Harold F. | cognome=Weaver | url = http://www.nap.edu/readingroom/books/biomems/rtrumpler.html | titolo = Robert Julius Trumpler | editore = National Academy of Sciences | accesso = [[5 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+Il problema fu definitivamente risolto da [[Edwin Hubble]] nei primi [[Anni 1920|anni venti]] usando un nuovo e potente telescopio. Fu in grado di risolvere le parti esterne di alcune nebulose spiraliformi come insiemi di stelle e identificò alcune [[Variabile Cefeide|variabili Cefeidi]], che lo aiutarono a stimare la distanza di queste nebulose: queste si rivelarono troppo distanti per essere parte della Via Lattea. <ref>{{cita pubblicazione | autore=E. P. Hubble | authorlink=Edwin Hubble | titolo=A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 | rivista=Astrophysical JournalEngl | anno=1929 | volume=69 | pagine=103–158 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1929ApJ....69..103H}}</ref> Nel [[1936]] lo stesso Hubble ideò un sistema di classificazione per le galassie ancora usato ai nostri giorni, la [[Sequenza di Hubble]]. <ref>{{cita pubblicazione | cognome = Sandage | nome = Allan | titolo=Edwin Hubble, 1889–1953 | rivista=The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada | anno=1989 | volume=83 | issue=6 | url=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/diamond_jubilee/1996/sandage_hubble.html | accesso = [[8 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+==Tipi e morfologia==
+{{vedi anche|Sequenza di Hubble}}
+[[Image:Hubble sequence photo.png|thumb|360px|Types of galaxies according to the Hubble classification scheme. An ''E'' indicates a type of elliptical galaxy; an ''S'' is a spiral; and ''SB'' is a barred-spiral galaxy.]]
+Le galassie si dividono in tre tipi principali: ellittiche, spirali e irregolari; questa descrizione dei tipi di galassie in base alla loro morfologia è data dalla [[Sequenza di Hubble]]. Dato che la sequenza di Hubble è basata interamente sul tipo morfologico visivo, non sono citate alcune caratteristiche importanti di galassie come il tasso di [[formazione stellare]] delle [[Galassia dello starburst|galassie dello starburst]] e l'attività nel nucleo delle [[Galassia attiva|galassie attive]]. <ref name="IRatlas" />
+===Ellittiche===
+{{vedi anche|Galassia ellittica}}
+Il sistema di classificazione di Hubble considera le galassie come ''ellittiche'' in base alla loro ellitticità, ossia alla loro apparenza sferica più o meno allungata; la scala di misura parte dalla classe E0, indicante le galassie di aspetto quasi sferico, alla classe E7, fortemente allungate. Queste galassie hanno un profilo [[Ellisse|ellissoidale]], che conferisce loro un'apparenza ellittica a seconda dell'angolo visivo. La loro apparenza mostra pochi dettagli e in genere possiedono al loro interno un quantità relativamente bassa di [[Mezzo interstellare|materia interstellare]]; di conseguenza queste galassie possiedono un numero esiguo di [[ammassi aperti]] e un tasso ridotto di formazione stellare. Al contrario, queste galassie sono formate da stelle in genere più vecchie e [[Evoluzione stellare|più evolute]] orbitanti attorno ad un centro comune di gravità in direzioni casuali. Queste caratteristiche le rendono in parte simili ai molto più piccoli [[ammassi globulari]]. <ref name="elliptical">{{cita web | nome = M.A. Barstow | anno = 2005 | url = http://www.star.le.ac.uk/edu/Elliptical.shtml | titolo = Elliptical Galaxies | editore = Leicester University Physics Department | accesso = [[8 giugno]] [[2006]] }}</ref>
+Le galassie più grandi sono chiamate ''ellittiche giganti''. Si pensa che molte galassie ellittiche si siano formate a causa di [[galassie interagenti|interazioni fra galassie]], che terminano nella collisione e nella successiva fusione l'una nell'altra; come conseguenza di ciò possono crescere di dimensioni fino a raggiungere il diametro delle galassie spirali. Le galassie ellittiche giganti sono spesso presenti al centro di grandi ammassi di galassie, dove le interazioni tra singole galassie possono avvenire più frequentemente. <ref>{{cita web |data= [[20 ottobre]] [[2005]] | url = http://curious.astro.cornell.edu/galaxies.php | titolo = Galaxies | editore = Cornell University | accesso = [[10 agosto]] [[2006]] }}</ref> Le galassie dello starburst sono il risultato di collisioni galattiche che possono dar luogo ad una galassia ellittica. <ref name="elliptical" />
 ===Spirali===
+{{vedi anche|Galassia spirale|Galassia spirale barrata}}
-Nelle galassie spirali, i bracci di spirale hanno la forma approssimata di una [[spirale logaritmica]](di cui fanno parte anche i bracci incompleti), un andamento che può essere spiegato qualitativamente come il risultato di un disturbo in una massa uniforme rotante di [[stelle]]. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma lo fanno con [[velocità angolare]] costante. Questo significa che le stelle entrano ed escono continuamente dai bracci. Si pensa che questi siano zone di alta [[densità]], o [[onda di densità|onde di densità]]. Quando le stelle entrano in un braccio, rallentano la loro orbita, creando così una zona di densità maggiore; è un meccanismo simile ad un' "onda" di automobili lente su un'autostrada. I bracci sono ben visibili perché l'alta densità facilita la formazione stellare, e contengono quindi molte stelle giovani e brillanti.
+[[Image:M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg|thumb|250px|la [[Galassia Sombrero]], un esempio di galassia spirale priva di barra.  ''[[Telescopio Spaziale Hubble]]/[[NASA]]/[[ESA]]''.]]
+Le galassie spirali consistono in un [[Disco galattico|disco]] di stelle e [[Mezzo interstellare|materia interstellare]] rotante attorno ad un centro, composto da stelle generalmente di età avanzata. All'esterno del centro, chiamato ''[[bulge]]'', si trovano i bracci di spirale, relativamente luminosi. Nello schema di classificazione di Hubble, le galassie spirali sono indicate con la lettera ''S'', seguita dalle lettere minuscole ''a'', ''b'' o ''c'', che indicano in grado di spessore dei bracci di spirale e la dimensione del bulge centrale. Una galassia di tipo ''Sa'' possiede dei bracci molto ben avvolti e poco definiti ed un nucleo centrale relativamente grande; viceversa, un galassia di tipo ''Sc'' ha dei bracci ben definiti ed un rigonfiamento centrale molto ridotto. <ref>{{cita web | cognome = Smith | nome = Gene |data= [[6 marzo]] [[2000]] | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Galaxies.html | titolo = Galaxies — The Spiral Nebulae
+| editore = University of California, San Diego
+Center for Astrophysics & Space Sciences
+| accesso = [[30 novembre]] [[2006]]
+}}</ref>
+Nelle galassie spirali i bracci di spirale hanno un andamento simile a quello di una [[spirale logaritmica]], una figura che si può teoricamente mostrare come risultato di un disturbo nella rotazione uniforme della massa di stelle. Come le stelle, i bracci di spirale ruotano attorno al centro, ma con una [[velocità angolare]] che varia da punto a punto: questo significa che le stelle transitano all'interno e all'esterno dei bracci di spirale, e la loro velocità di [[Moto di rivoluzione|rivoluzione]] diminuisce nelle stelle che si trovano nelle regioni esterne ai bracci, mentre è più rapida per le stelle che vi si trovano all'interno. Si pensa che i bracci di spirale siano delle aree ad alta densità di materia, o meglio delle ''onde di densità''. Come le stelle si muovono attraverso il braccio, la velocità spaziale di ciascuna di esse viene modificata dalle forze gravitazionali della densità più elevata; questa velocità ridiminuisce come le stelle riescono dal braccio di spirale. Questo effetto ad "onda" può essere paragonato ad un punto di traffico intenso di un'autostrada, con le auto costrette a rallentare in determinati punti. I bracci di fatto sono visibili a causa della loro alta densità, che facilita per altro la [[formazione stellare]], e spesso nascondono al loro interno stelle giovani e luminose.<ref>{{cita web|titolo=Milky Way|url=http://rvanya.com/Milky%20Way.pdf|accesso=[[29 maggio]] [[2008]]}}</ref><ref>{{cita web|titolo=The Galaxy We Call Home|url=http://faculty.salisbury.edu/~jwhoward/astro108/lectures/html/lec14.htm|editore=Salisbury University|accesso=[[29 maggio]] [[2008]]}}</ref>
-== Struttura su grande scala ==
+[[Image:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|left|thumb|300px|[[NGC 1300]], un esempio di galassia spirale barrata.  ''[[Telescopio Spaziale Hubble]]/[[NASA]]/[[ESA]]''.]]
-[[Immagine:Hubble sequence photo.png|thumb|300px|right|Vari tipi di galassie]]Lo spazio tra le galassie è relativamente vuoto, eccetto per le [[nube interstellare|nubi di gas interstellari]].
+Gran parte delle galassie spirali mostrano una struttura stellare lineare [[Galassia spirale barrata|a forma di barra]] che si estende all'esterno di entrambi i lati del nucleo, da cui partono i bracci di spirale. <ref>{{cita pubblicazione | autore=P. B. Eskridge, J. A. Frogel | titolo=What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies? | rivista=Astrophysics and Space Science | anno=1999 | volume=269/270 | pagine=427–430 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Ap&SS.269..427E }}</ref> nella classificazione di Hubble questa classe di galassie sono indicate con la coppia di lettere maiuscole ''SB'', accompagnate dalla lettera minuscola ''a'', ''b'' e ''c'', che indica la forma dei bracci di spirale allo stesso modo in cui vengono classificate le galassie spirali normali. Queste barre si pensa che siano delle strutture temporanee che si formano come risultato di un'onda di densità che irradia in direzioni opposte dal nucleo, oppure di una [[Marea galattica|forza di marea]] con un'altra galassia. <ref>{{cita pubblicazione | autore=F. Bournaud, F. Combes | titolo=Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2002 | volume=392 | pagine=83–102 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...392...83B }}</ref> Molte galassie spirali barrate sono attive, forse come risultato dell'incanalamento del gas all'interno del nucleo lungo i bracci. <ref>{{cita pubblicazione | autore=J. H. Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Laine | titolo=Circumnuclear regions in barred spiral galaxies — II. Relations to host galaxies | rivista=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | anno=2002 | volume=337 | issue=3 | pagine=808–828 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002MNRAS.337..808K }}</ref>
-Poche galassie sono isolate, e sono dette [[galassia di campo|galassie di campo]]. La maggior parte sono legate gravitazionalmente a numerose altre. Strutture contenenti fino a 50 galassie sono dette [[gruppo di galassie|gruppi di galassie]], mentre strutture più grandi, contenenti diverse migliaia di galassie in una zona grande alcuni megaparsec, sono dette [[ammasso di galassie|ammassi]]. I [[superammasso di galassie|superammassi di galassie]] sono strutture gigantesche contenti decine di migliaia di galassie, unite in ammassi, gruppi e a volte individualmente. Vi sono recenti evidenze di strutture di dimensioni ancora maggiori dei [[superammasso di galassie|superammassi di galassie]], come ad esempio la cosiddetta "grande muraglia". Nonostante ciò in [[cosmologia]] si ritiene comunemente che su scale sufficientemente grandi l'universo si possa considerare omogeneo ed isotropo: ciò è giustificato in parte dall'evidenza osservativa dell'isotropia della [[radiazione cosmica di fondo]].
+La nostra Galassia, la [[Via Lattea]] è una galassia spirale barrata di grandi dimensioni <ref>{{cita pubblicazione | autore= C. Alard | titolo=Another bar in the Bulge | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2001 | volume=379 | issue=2 | pagine=L44-L47 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...379L..44A }}</ref> con un diametro di circa 100.000 [[anni luce]] (30 kpc) ed uno spessore di circa 3000 anni luce (1 kpc); contiene circa 200 miliardi di stelle (2×10<sup>11</sup>) <ref>{{cita news | nome = Robert | cognome = Sanders | titolo=Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum  | editore=UCBerkeley News | data=[[9 gennaio]] [[2006]] | url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2006/01/09_warp.shtml | accesso=[[24 maggio]] [[2006]] }}</ref> ed ha una [[massa (fisica)|massa]] totale di circa 600 miliardi (6×10<sup>11</sup>) [[Massa solare|di ''Soli'']]. <ref>{{cita pubblicazione | autore=G. R. Bell, S. E. Levine | titolo=Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership | rivista=Bulletin of the American Astronomical Society | anno=1997 | volume=29 | issue=2 | pagine=1384 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997AAS...19110806B }}</ref>
-La nostra galassia fa parte del [[Gruppo Locale]] di cui è la seconda più massiccia dopo la [[galassia di Andromeda]]. In tutto, il Gruppo Locale contiene circa 30 galassie, e ha un diametro di dieci megaparsec. Il Gruppo Locale fa parte del Superammasso Locale, chiamato anche [[Superammasso della Vergine]].
+===Altre forme===
-== Leggi di scala ==
+[[Image:Hoag's object.jpg|thumb|L'[[Oggetto di Hoag]], un esempio di [[galassia ad anello]]. ''[[Telescopio Spaziale Hubble]]/[[NASA]]/[[ESA]]''.]]
-Dall'osservazione sistematica delle galassie e in particolare dall'esame dei dati fotometrici e spettroscopici emergono delle regolarità che prendono il nome di "leggi di scala delle galassie". Le principali sono, per quanto riguarda i profili fotometrici, la [[legge di De Vaucouleurs]] per il profilo di brillanza superficiale delle galassie ellittiche, estesa dalla legge di [[Sersic]], e l'analogo per le galassie spirali ovvero il profilo di brillanza esponenziale.
+Le galassie cosiddette [[Galassia peculiare|peculiari]] sono formazioni galattiche che sviluppano proprietà insolite, dovute all'interazione delle forze mareali di altre galassie. Un esempio di questa classe di oggetti è la [[galassia ad anello]], che possiede una struttura anulare di stelle e mezzo interstellare che circonda una barra centrale. Si pensa che una galassia ad anello si possa formare quando una galassia più piccola passa attraverso il nucleo di una galassia spirale. <ref>{{cita pubblicazione | autore=R. A. Gerber, S. A. Lamb, D. S. Balsara | titolo=Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass | rivista=Bulletin of the American Astronomical Society | anno=1994 | volume=26 | pagine=911 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.3204G }}</ref> Probabilmente un evento come questo si è verificato nella [[Galassia di Andromeda]], la quale, se osservata nell'[[infrarosso]], mostra una struttura ad anello multipla. <ref>{{cita pubblicazione | editore=Esa Science News |data=[[14 ottobre]] [[1998]] | titolo=ISO unveils the hidden rings of Andromeda | url=http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm | accesso=[[24 maggio]] [[2006]] }}</ref>
-Per quanto riguarda le relazioni [[spettroscopia | spettroscopiche]] valgono le leggi di [[relazione di Tully-Fischer|Tully-Fischer]] e di [[Faber-Jackson]] che legano la luminosità di una galassia rispettivamente spirale o ellittica alla velocità rispettivamente di rotazione o "termica" (delle stelle considerate come gas).
-Infine il [[Piano fondamentale delle galassie ellittiche]] che correla tre quantità: il [[raggio efficace]], la luminosità e la summenzionata velocità "termica".
-Le leggi di scala hanno un ruolo importante in quanto fungono da vincolo per i modelli dinamici di galassia. Inoltre esse possono essere utilizzate come ausilio nella classificazione morfologica delle galassie o ancora, a patto di assumerle valide esattamente, come strumento di misura delle distanza.
+Una [[galassia lenticolare]] è invece una forma intermedia che ha sia le proprietà delle galassie ellittiche sia quelle delle galassie spirali. Sono classificate secondo la sequenza di Hubble con la sigla S0, e possiedono dei bracci di spirale non definiti con un alone ellittico di stelle. <ref>{{cita web |data= [[31 maggio]] [[2004]] | url = http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0419.html | titolo = Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed | editore = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso = [[6 dicembre]] [[2006]] }}</ref>
-== Storia ==
-Nel [[1610]], [[Galileo Galilei]] usò un [[telescopio]] per studiare la brillante banda presente nel cielo notturno, conosciuta come [[Via Lattea]], e scoprì che era composta da un enorme numero di deboli stelle. In un trattato del [[1755]] [[Immanuel Kant]], basandosi su di un precedente lavoro di [[Thomas Wright]], fece l'ipotesi (corretta) che la galassia poteva essere un insieme rotante composto da un gran numero di stelle, tenute insieme dall'attrazione gravitazionale, simile al [[Sistema Solare]] ma su scala molto più grande. Il disco di [[stelle]] risultante sarebbe visibile come una banda nel cielo, dalla nostra prospettiva dentro il disco. Kant inoltre congetturò che alcune delle [[nebulosa|nebulose]] visibili nel cielo notturno fossero galassie separate.
+In aggiunta a queste due classi esiste una grande varietà di galassie che non possono essere classificate né come ellittiche, né come spirali: di solito ci si riferisce a queste galassie con l'appellativo di ''galassie irregolari''. Una galassia Irr-I possiede alcune strutture che non possono allinearsi con lo schema di Hubble; una galassia Irr-II invece non possiede neppure una struttura che ricordi la sequenza di Hubble, perché potrebbero essere state distrutte da diverse interazioni. <ref>{{cita web | cognome = Barstow | nome = M.A. | anno = 2005 | url = http://www.star.le.ac.uk/edu/Irregular.shtml | titolo = Irregular Galaxies | editore = University of Leicester | accesso = [[5 dicembre]] [[2006]] }}</ref> Un esempio di galassie irregolari vicine alla nostra Galassia sono le due [[Nubi di Magellano]].
-Verso la fine del [[XVIII secolo]], [[Charles Messier]] compilò un catalogo delle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo di 5000 nebulose messo assieme da [[William Herschel]]. Nel [[1845]], [[William Parsons]] costruì un nuovo telescopio e fu in grado di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali. Riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi di Kant. Nonostante questo, le nebulose non vennero universalmente accettate come galassie separate finché [[Edwin Hubble]] non risolse la questione nei primi [[anni 1920|anni venti]]. Usando un nuovo [[telescopio]], riuscì a risolvere in stelle le parti esterne di alcune nebulose a spirale e identificò tra queste alcune [[variabile Cefeide|variabili Cefeidi]], riuscendone quindi a stimare la distanza: erano troppo distanti per far parte della [[Via Lattea]]. Nel [[1936]], Hubble pubblicò un sistema di classificazione delle galassie in uso ancora oggi, la Sequenza di Hubble.
+===Nane===
-Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del Sole al suo interno fu di Herschel nel [[1785]], contando accuratamente il numero di stelle presenti in differenti parti del cielo. Usando un metodo perfezionato, [[Jacobus Kapteyn]] arrivò nel [[1920]] a descrivere una piccola galassia ellissoide (diametro circa 15 kiloparsec), con il Sole vicino al centro. Un metodo differente inventato da [[Harlow Shapley]], basato sulla posizione degli [[ammasso globulare|ammassi globulari]], dette un risultato completamente differente: un disco piatto, del diametro di circa 70 kiloparsec, con il Sole molto lontano dal centro. Entrambe le tecniche non tenevano in considerazione l'assorbimento della luce da parte della polvere interstellare presente nel piano galattico. Dopo che [[Robert Julius Trumpler]] quantificò questo effetto nel [[1930]] studiando gli [[ammasso aperto|ammassi aperti]], nacque la descrizione odierna della nostra galassia esposta più sopra.
+{{vedi anche|Galassia nana}}
+Nonostante l'apparente prevalenza delle grandi galassie ellittiche o a spirale, la gran parte delle galassie dell'Universo sono in realtà delle [[Galassia nana|galassie nane]]; queste deboli galassie possiedono circa un centesino del diametro della Via Lattea e contengono al massimo appena qualche miliardo di stelle. <ref>{{cita pubblicazione | autore=S. Phillipps, M. J. Drinkwater, M. D. Gregg, J. B. Jones | titolo=Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2001 | volume=560 | issue=1 | pagine=201–206 | url=http://www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/322517 }}</ref>
+Molte galassie nane orbitano come [[Satellite naturale|satelliti]] attorno ad una singola grande galassia; la Via Lattea possiede poco meno di una ventina di galassie satelliti, ma secondo alcuni studi e ne esisterebbero altre. Alcune speculazioni parlano di altre 300 - 500 galassie minori ancora da scoprire. <ref>{{cita news | nome=Kimm | cognome=Groshong | titolo=Strange satellite galaxies revealed around Milky Way | editore=NewScientist | data=[[24 aprile]] [[2006]] | url=http://space.newscientist.com/article/dn9043 | accesso=[[10 gennaio]] [[2007]] }}</ref> Le galassie nane sono anche classificate come [[Galassia ellittica nana|ellittiche]], [[Galassia spirale nana|spirali]] ed irregolari. Dato che le galassie nane ellittiche spesso mostrano somiglianze con le galassie ellittiche giganti, sono spesso chiamate [[Galassia nana sferoidale|galassie nane sferoidali]].
-Nel [[1944]], [[Hendrik van de Hulst]] predisse l'esistenza di una radiazione a [[microonde]] con [[lunghezza d'onda]] pari a 21 [[centimetro|centimetri]], emessa da [[idrogeno]] atomico presente nella galassia sotto forma di gas interstellare; questa radiazione fu osservata nel [[1951]]. Essa permise un salto di qualità negli studi della nostra galassia, perché non è influenzata dalla polvere interstellare, e il suo spostamento [[effetto Doppler|Doppler]] può essere usato per mappare il moto dei gas nella galassia. Queste osservazioni portarono ad ipotizzare una struttura a barra rotante nel centro della Galassia. Con nuovi [[radiotelescopio|radiotelescopi]], l'idrogeno può essere osservato anche in altre galassie. Negli anni 70 ci si rese conto che la massa totale visibile delle galassie (formata da stelle e gas) non è sufficiente per spiegare il veloce moto di rotazione del gas, e nacque la teoria della [[materia oscura]].
-[[Immagine:Galaxy Eso510.jpg|thumb|300px]]
-A partire dagli anni 90, lo [[Hubble Space Telescope]] portò nuove osservazioni. Tra le altre cose, stabilì che la materia oscura nella nostra galassia non può consistere solamente di stelle troppo deboli per essere visibili. La spettacolare immagine [[Hubble Deep Field]] stabilì che il il numero di galassie è di almeno alcune centinaia di miliardi, nel solo [[universo osservabile]].
+==Dinamiche ed attività insolite==
-La progressiva scoperta dell'esistenza di un numero talmente elevato di galassie analoghe alla [[via Lattea]] ha portato a profonde innovazioni [[filosofiche]], come la crescente considerazione secondo cui è impossibile che la [[vita]] si sia sviluppata solo nel [[sistema solare]].
+===Interazioni===
+{{vedi anche|Galassie interagenti}}
+La separazione media tra le galassie appartenenti ad un ammasso è un po' più elevata dell'[[ordine di grandezza]] del diametro delle galassie più grandi; a causa di ciò, le interazioni fra queste galassie sono relativamente frequenti, e svolgono un ruolo determinante nell'[[Formazione ed evoluzione galattica|evoluzione]] di queste galassie. Le perdite di materia tra le galassie sono relaitvamente frequenti e risultano causate dalle distorsioni dovute alle [[Marea galattica|forze mareali]], che possono causare alcuni scambi di [[gas]] e [[Polvere interstellare|polveri]]. <ref name="umda">{{cita web | url = http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html | titolo = Galaxy Interactions | editore = University of Maryland Department of Astronomy | accesso = [[19 dicembre]] [[2006]] }}</ref><ref name="suia">{{cita web | url = http://cosmos.swin.edu.au/entries/interactinggalaxies/interactinggalaxies.html?e=1 | titolo = Interacting Galaxies | editore = Swinburne University | accesso = [[19 dicembre]] [[2006]] }}</ref>
+[[Image:Antennae galaxies xl.jpg|left|280px|thumb|Le [[Antenne (astronomia)|Galassie Antenne]] sono in via di collisione. ''[[Telescopio Spaziale Hubble]][[NASA]]/[[ESA]]''.]]
+Le collisioni avvengono quando due galassie passano direttamente l'una attraverso l'altra ed hanno abbastanza movimento per non andar incontro ad una fusione. Le stelle di queste galassie interagenti passano di solito con traiettorie dritte senza scontrarsi fra di loro. Tuttavia, i gas e le polveri delle due galassie vanno necessariamente incontro ad una interazione: le forze esercitate sulle nubi in collisione possono far scattare un violento fenomeno di [[formazione stellare]] ed il [[mezzo interstellare]] si disgrega e si comprime. Una collisione può distorcere enormemente la forma di una o di entrambe le galassie, formando barre, anelli o strutture piatte. <ref name="umda" /><ref name="suia" />
+Se l'interazione è particolarmente forte, le galassie si fondono fra loro; in questo caso il movemento delle due galassie non è sufficiente per consentire un tranquillo transito l'una dentro l'altra. Al contrario, tenderanno ad unirsi gradualmente per formare un'unica grande galassia. Nel caso in cui una delle galassie sia molto più grande dell'altra, il risultato è noto come [[Galassie interagenti#Cannibalismo galattico|cannibalismo galattico]]; in questo caso la galassia più grande non subirà notevoli deformazioni dalla fusione. Il nucleo di certe galassie minori può disposri separatamente nell'alone galattico, assumendo caratteristiche simili a  quelle degli [[ammassi globulari]]. <ref>{{cita web|autore=Meylan|anno=2001|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0105013|titolo=G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?|editore=arXiv|accesso=[[2 giugno]] [[2008]]}}</ref><ref>{{cita web | titolo = News Release - heic0809: Black hole found in enigmatic Omega Centauri | editore = Hubble Information Center | data = [[2 aprile]] [[2008]] | url = http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0809.html | accesso = [[8 aprile]] [[2008]] }}</ref> La Via Lattea è attualmente in fase di fusione con la [[Galassia Nana Ellittica del Sagittario]] e con la [[Galassia Nana Ellittica del Cane Maggiore]]. <ref name="umda" /><ref name="suia" />
+===Starburst===
+{{vedi anche|Galassia dello starburst}}
+[[Image:M82_HST_ACS_2006-14-a-large_web.jpg|right|thumb|280px|[[Galassia Sigaro|M82]], citato dagli scienziati come l'arcgetipo di galassia dello starburst <ref>{{cita web |data= [[24 aprile]] [[2006]] | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/14/image/a | titolo = Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope! | editore = NASA | accesso = [[10 agosto]] [[2006]] }}</ref> ha 10 volte il tasso di formazione stellare di una galassia normale.''[[Hubble Space Telescope]][[NASA]]/[[ESA]]''.]]
+Le stelle si formano all'interno di galassie da una riserva di gas freddo che forma una [[nube molecolare gigante]]. È stato osservato che alcune galassie possiedono un tasso di formazione stellare straordinariamente alto, fenomeno noto nell'ambiente scientifico come ''[[starburst]]''. Se l'attività di starburst continuasse ad avvenire, la galassia ospitante il fenomeno consumerebbe la sua riserva di gas in un tempo molto inferiore rispetto alla vita media della galassia; dunque l'attività di starburst di solito dura al massimo una decina di milioni di anni, un lasso di tempo quasi istantaneo se paragonato alla vita di una galassia. Le galassie dello starburst erano molto più diffuse nella storia antica dell'Universo, <ref name="chandra">{{cita web |data= [[29 agosto]] [[2006]]  | url = http://chandra.harvard.edu/xray_sources/starburst.html | titolo = Starburst Galaxies | editore = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso = [[10 agosto]] [[2006]] }}</ref> e, ad oggi, costituiscono il 15% di tutti i fenomeni di formazione stellare. <ref>{{cita conferenza | autore=R. C. Kennicutt Jr., J.C. Lee, J.G. Funes, S. Shoko, S. Akiyama | titolo = Demographics and Host Galaxies of Starbursts | conferenza = Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies | pagine = 187- | editore = Dordrecht: Springer |data= 6–10 settembre 2004 | luogo = Cambridge, UK | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005sdlb.proc..187K | accesso = [[11 dicembre]] [[2006]] }}</ref>
+Le galassie dello starburst sono caratterizzate da una forte concentrazione di gas e dalla presenza di stelle giovani e brillanti, incluse stelle supermassicce che ionizzano le [[Nebulosa|nubi]] creando [[Regione H II|regioni H II]]. <ref>{{cita web | cognome = Smith | nome = Gene |data= [[13 luglio]] [[2006]] | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Starbursts.html | titolo = Starbursts & Colliding Galaxies | editore = University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences | accesso = [[10 ottobre]] [[2006]]}}</ref> Queste stelle massicce evolvono velocemente ed esplodono come [[supernova]]e, dando luogo a dei [[Resto di supernova|resti di supernova]] in espansione che interagisce violentemente con il gas circostante; queste esplosioni innescano una reazione a catena di formazione stellare che si estende a tutta la regione nebulosa. Solo quando il gas è prossimo ad esaurirsi o a disperdersi la reazione di starburst ha fine. <ref name="chandra" />
+Gli starburst sono spesso associati con le [[galassie interagenti]] o in via di fusione. L'esempio tipo di una [[galassia dello starburst]] per interazione è [[Galassia Sigaro|M82]], che sperimentò una forte interazione con la vicina galassia maggiore [[Galassia di Bode|M81]]. Le galassie irregolari spesso mostrano i segni di un'attività di starburst. <ref>{{cita web | cognome = Keel | nome = Bill |data= settembre 2006 | url = http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/starburst.html | titolo = Starburst Galaxies | editore = University of Alabama | accesso = [[11 dicembre]] [[2006]] }}</ref>
+===Nuclei attivi===
+{{vedi anche|Galassia attiva}}
+Una parte delle galassie che possiamo osservare sono classificate come [[Galassia attiva|attive]]; in queste galassie una parte consistente dell'energia totale, di stelle, polveri e mezzo interstellare vengono emessi verso l'esterno come un getto.
+Il modello standard di una galassia attiva è basato su un [[disco di accrescimento]] che si forma attorno ad un [[buco nero supermassiccio]] al centro del nucleo. La radiazione che parte da una galassia attiva risulta dall'[[energia gravitazionale]] di materia come questa cade dal disco all'interno del buco nero. <ref name="keel">{{cita web | cognome = Keel | nome = William C. | anno = 2000 | url = http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/agnintro.html | titolo = Introducing Active Galactic Nuclei | editore = The University of Alabama | accesso = [[6 dicembre]] [[2006]] }}</ref> In circa il 10% di queste galassie è presente un doppio getto che si estende in direzioni diametralmente opposte dal nucleo ad una velocità simile a [[Velocità della luce|quella della luce]]. Il meccanismo in cui si producono questi getti non è ancora ben compreso. <ref name="monster">{{cita web | autore = J. Lochner, M. Gibb | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/active_galaxies.html | titolo = A Monster in the Middle | editore = NASA | accesso = [[20 dicembre]] [[2006]] }}</ref>
+[[Immagine:M87 jet.jpg|left|thumb|280px|Un getto di particelle viene emesso dal nucleo della radiogalassia ellittica [[Galassia Virgo A|M87]]. ''[[Telescopio Spaziale Hubble]][[NASA]]/[[ESA]]''.]]
+Le galassie attive che emettono radiazione ad alta energia in forma di [[raggi X]] sono classificate come [[Galassia di Seyfert|galassie di Seyfert]] o [[Quasar]], a seconda della lorop luminosità. Si crede che i cosiddetti ''[[blazar]]'' siano galassie attive con un [[getto relativistico]] che punta in direzione della Terra; una [[radiogalassia]] emette invece frequenze radio attraverso i getti relativistici. Esiste un modello unificato per questa serie di galasie, che le descrive basandosi sull'angolo di visuale dell'osservatore. <ref name="monster" />
+In relazione con le galassie attive si trovano probabilmente le [[Regione nucleare a linee di emissione a bassa ionizzazione|regioni nucleari a linee di emissione a bassa ionizzazione]]; l'emissione da questo tipo di galassie è dominato da elementi debolmente [[Ione|ionizzati]]. <ref name="heckman1980">{{cita pubblicazione | autore= T. M. Heckman | titolo=An optical and radio survey of the nuclei of bright galaxies — Activity in normal galactic nuclei | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1980 | volume=87 | pagine=152–164 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980A&A....87..152H}}</ref> Circa un terzo delle galassie vicine avrebbero un nucleo a linee di emissione a bassa ionizzazione. <ref name="keel" /><ref name="heckman1980" /><ref name="hoetal1997b">{{cita pubblicazione | autore= L. C. Ho, A. V. Filippenko, W. L. W. Sargent | titolo=A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies | rivista=Astrophysical Journal | anno=1997 | volume=487 | pagine=568–578 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...487..568H}}</ref>
+==Formazione ed evoluzione==
+{{Vedi anche|Formazione ed evoluzione galattica}}
+Gli studi sulla formazione e l'evoluzione galattica cercano di fornire delle risposte riguardo a come le galassie si formarono e al loro percorso evoluzionistico lungo la storia dell'Universo. Alcune teorie in questo campo sono ora pienamente accettate, ma in campo [[Astrofisica|astrofisico]] questo fronte di studio resta ancora aperto.
+===Formazione===
+I modelli cosmologici attuali dell'Universo primordiale sono basati sulla teoria del [[Big Bang]]. Circa 300.000 anni dopo questo evento, iniziarono a formarsi gli atomi di [[idrogeno]] ed [[elio]], in un evento chiamato [[Cronologia del Big Bang#Era della materia (Universo attuale)|ricombinazione]]. Quasi tutto l'idrogeno era neutro (non ionizzato) e assorbiva la luce mentre non vi era nessuna stella; come risultato di ciò questa fase viene chiamata "età nera". Fu dalle fluttuazioni di densità (o irregolarità [[Anisotropia|anisotropiche]]) di questa materia primordiale che iniziarono ad apparire le strutture maggiori; come risultato, la massa della materia [[Barione|barionica]] iniziò a condensare con l'alone di [[materia oscura]]. <ref>{{cita web | data = 18 novembre 1999 | url = http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm | titolo = Search for Submillimeter Protogalaxies | editore = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso = [[10 gennaio]] [[2007]] }}</ref> Queste strutture primordiali sarebbero poi diventate le galassie che oggi osserviamo.
+Indizi sulle prime fasi della formazione delle galassie furono trovate nel [[2006]], quando si scoprì che la galassia [[IOK-1]] possiede un insolitamente alto [[spostamento verso il rosso]] di 6,96, corrispondente ad un periodo risalente a 750 milioni di anni dopo il Big bang, che ne ha fatto la galassia più remota e antica conosciuta. <ref>{{cita pubblicazione | cognome = McMahon | nome = R. | titolo=Journey to the birth of the Universe | rivista=Nature | anno=2006 | volume=443 }}</ref> Mentre alcuni scienziati hanno stabilito che altri oggetti, come [[Abell 1835 IR1916]], possiedono un elevato spostamento verso il rosso (''redshift'' in gergo astronomico), e perciò possono essere osservati in uno stadio antico dell'evoluzione dell'Universo<ref>La distanza delle galassie consente di poter osservare indietro nel tempo: se una galassia si trova ad esempio a 100 milioni di anni luce, significa che noi vediamo quella galassia come si presentava 100 milioni di anni fa, poiché la sua luce, pera arrivare fino a noi, ha impiegato 100 milioni di anni; di conseguenza, una galassia ad una distanza di 10 miliardi di anni luce, ci rivela come essa si presentava alle origini dell'Universo.</ref>, l'età e la composizione di IOK-1 è stata determinata con più certezza; l'esistenza di queste antiche [[Protogalassia|protogalassie]] suggerisce che queste galassie devono essersi evolute nella cosiddetta "Età Oscura". <ref>{{cita web | data = November 18, 1999 | url = http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/proto.htm | titolo = Search for Submillimeter Protogalaxies | editore = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | accesso = [[10 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+Il processo di formazione delle galassie è una delle tante questioni ancora aperte in campo astronomico. Le teorie esistenti possono essere raggruppate in due categorie: ''top-down'' e ''button-up''. Nelle prime (come nel modello ELS - Eggen–Lynden-Bell–Sandage) le protogalassie si formano a seguito di un vasto e simultaneo collasso avvenuto in circa un milione di anni; <ref>{{cita pubblicazione | autore=O. J. Eggen, D. Lynden-Bell, A. R. Sandage | titolo=Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed | rivista=Reports on Progress in Physics | anno=1962 | volume=136 | pagine=748 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1962ApJ...136..748E }}</ref> secondo le altre teorie (come nel modello SZ - Searle-Zinn) invece si formarono inizialemnte solo gli [[ammassi globulari]] e in seguito alcuni di questi corpi iniziarono a crescere fino a formare le galassie più grandi. <ref>{{cita pubblicazione | autore=L. Searle, R. Zinn | titolo=Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo | rivista=Astrophysical Journal | anno=1978 | volume=225 | issue=1 | pagine=357–379 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ApJ...225..357S }}</ref> Le teorie moderne devono essere modificate per tenere conto della probabile presenza degli aloni di [[materia oscura]].
+Una volta che le galassie iniziano a formarsi ed a contrarsi, appare al loro interno il primo alone di stelle (chiamato [[Metallicità|popolazione III di stelle]]); queste stelle sono composte per la quasi totalità da elementi leggeri, come [[idrogeno]] ed [[elio]], e potrebbero avere una massa notevole. Se così fosse, queste stelle avrebbero rapidamente consumato la loro riserva di idrogeno combustibile esplodendo poi come [[supernova]]e, rilasciando elementi più pesanti (i prodotti della [[fusione nucleare]]) nel [[mezzo interstellare]]. <ref>{{cita pubblicazione | autore=A. Heger, S. E. Woosley | titolo=The Nucleosynthetic Signature of Population III | rivista=Astrophysical Journal | anno=2002 | volume=567 | issue=1 | pagine=532–543 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...567..532H }}</ref> Questa prima generazione di stelle ri-ionizzò l'idrogeno neutro circostante, creando bolle di spazio in espansione attraverso cui la luce poteva viaggiare. <ref>{{cita pubblicazione | autore=R. Barkana, A. Loeb | titolo=In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe | rivista=Physics Reports | anno=1999 | volume=349 | issue=2 | pagine=125–238 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000astro.ph.10468B }}</ref>
+===Evoluzione===
+[[Immagine:Hubble - infant galaxy.jpg|right|thumb|280px|[[I Zwicky 18]] (in basso a sinistra) ha l'aspetto di una galassia di recente formazione.<ref>{{cita news
+ | autore=R. Villard, F. Samarrai, T. Thuan, G. Ostlin
+ | titolo=Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe
+ | editore=HubbleSite News Center
+ | data=[[1 dicembre]] [[2004]]
+ | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/35/text/
+ | accesso=[[1 gennaio]] [[2007]] }}</ref>.<ref>{{cita news
+ | autore=Weaver, D.; Villard, R.
+ | titolo=Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy
+ | editore=HubbleSite News Center
+ | data=[[16 ottobre]] [[2007]]
+ | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/35/full/
+ | accesso=[[16 ottobre]] [[2007]] }}</ref> [[Telescopio Spaziale Hubble]]/[[NASA]]/[[ESA]].]]
+Entro un miliardo di anni dalla formazione delle galassie, iniziano ad apparire le strutture tipo: si formano gli ammassi globulari, il [[buco nero supermassiccio]] ed il ''[[bulge]]'' (centro) galattico composto da stelle di [[metallicità|popolazione II]], povere in metalli. La creazione di un buco nero supermassiccio sembra giocare un ruolo fondamentale nell'afflusso di materia che andrà ad accrescere la galassia. <ref>{{cita news | titolo=Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation | editore=Carnegie Mellon University |data=[[9 febbraio]] [[2005]] | url=http://www.cmu.edu/PR/releases05/050209_blackhole.html | accesso=[[7 gennaio]] [[2007]] }}</ref> Durante questo periodo, all'interno delle galassie si verifica un esteso e potente fenomeno di [[formazione stellare]]. <ref>{{cita news
+  | nome=Robert
+  | cognome=Massey
+  | titolo=Caught in the act; forming galaxies captured in the young universe
+  | editore=Royal Astronomical Society
+  | data=[[17 aprile]] [[2007]]
+  | url=http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=1190&Itemid=2
+  | accesso=[[20 aprile]] [[2007]] }}</ref>
+Durante i due miliardi di anni seguenti, la materia accumulata si dispone lungo il [[disco galattico]]. <ref>{{cita pubblicazione | cognome = Noguchi | nome = Masafumi | titolo=Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks | editore=Astrophysical Journal | anno=1999 | volume=514 | issue=1 | pagine=77–95 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...514...77N | accesso = [[16 gennaio]] [[2007]] }}</ref> Una galassia continuerà nel corso della sua esistenza a ricevere materiale proveniente da [[Nube interstellare|nubi ad alta velocità]] e [[Galassia nana|galassie nane]]; <ref>{{cita web | autore=C. Baugh, C. Frenk | data = May 1999 | url = http://physicsweb.org/articles/world/12/5/9 | titolo = How are galaxies made? | editore = Physics Web | accesso = [[16 gennaio]] [[2007]] }}</ref> questa materia consiste principalmente in idrogeno ed elio. Il ciclo della nascita e morte stellarefa aumentare lentamente l'abbondanza di elementi pesanti, che favoriscono la [[Nebulosa solare|formazione]] dei [[Pianeta|pianeti]]. <ref>{{cita conferenza | nome = G. | cognome = Gonzalez | titolo = The Stellar Metallicity — Planet Connection | conferenza = Proceedings of a workshop on brown dwarfs and extrasolar planets | pagine = 431 | anno = 1998 | città = Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998bdep.conf..431G | accesso = [[16 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+L'evoluzione delle galassie può essere interessata da eventi come le interazioni e le collisioni. Le fusioni fra galassie furono comuni durante le epoche più antiche e la gran parte delle galassie possedevano una morfologia peculiare. <ref name="sa296">{{cita pubblicazione | nome=Christopher J. | cognome=Conselice | titolo=The Universe's Invisible Hand | rivista=Scientific American | pagine=35–41 | data=febbraio 2007 | volume=296 | issue=2 }}</ref> A causa della grande distanza fra le stelle, la quasi totalità dei sistemi stellari nelle galassie in collisione ne risultano indenni. Tuttavia, le forze mareali e gravitazionali in gioco possono creare delle lunghe correnti di stelle e polveri all'esterno delle galassie interessate, correnti note come "code mareali"; esempi di queste strutture possono essere osservate in [[NGC 4676]] <ref>{{cita news | autore=H. Ford ''et al'' | titolo=Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe | editore=Hubble News Desk | data=April 30, 2002 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/11/image/d | accesso=2007-05-08 }}</ref> o nelle [[Antenne (astronomia)|Galassie Antenne]]. <ref>{{cita pubblicazione | cognome = Struck | nome = Curtis | titolo=Galaxy Collisions | journal=Galaxy Collisions | anno=1999 | volume=321 | url=http://xxx.lanl.gov/html/astro-ph/9908269/homepage.html }}</ref>
+Come esempio di questo tipo di interazioni si può citare il fatto che la [[Via Lattea]] e la [[Galassia di Andromeda]] si stanno avvicinando alla velocità di 130 km/s e, a seconda del loro movimento laterale, le due galassie potrebbero collidere in circa cinque o sei miliardi di anni. (vedi la voce [[Collisione tra Andromeda e la Via Lattea]]) Sebbene la Via Lattea non si sia mai scontrata con galassie grandi come la Galassia di Andromeda, ci sono sempre più evidenze del fatto che la nostra Galassia si sia scontrata in passato (e tuttora) con galassie nane minori. <ref>{{cita news | nome=Janet | cognome=Wong | titolo=Astrophysicist maps out our own galaxy's end | editore=University of Toronto | data=[[14 aprile]] [[2000]] | url=http://www.news.utoronto.ca/bin/000414b.asp | accesso=[[11 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+Interazioni di larga scala come queste sono rare; come il tempo passa le collisioni fra due galassie di pari dimensioni diventano sempre meno comuni. Molte delle galassie luminose non hanno subito cambiamenti negli ultimi miliardi di anni ed anche il tasso di formazione stellare raggiunse il massimo picco cinque miliardi di anni fa. <ref>{{cita pubblicazione | autore=Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop|titolo=The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies|rivista=Nature|anno=2004|volume=428|issue=6983|pagine=625–627|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0403293}}</ref>
+====Evoluzioni future====
+Attualmente, gran parte dei fenomeni di formazione stellare avvengono nelle galassie più piccole dove il gas freddo non è ancora così rarefatto. <ref name="sa296" /> Le galassie spirali, come la Via Lattea, producono nuove generazioni di stelle solo se e dove possiedono dense [[Nube molecolare|nubi molecolari]] di idrogeno interstellare; <ref>{{cita pubblicazione | autore=R. C. Kennicutt Jr., P. Tamblyn, C. E. Congdon | titolo=Past and future star formation in disk galaxies | rivista=Astrophysical Journal | anno=1994 | volume=435 | issue=1 | pagine=22–36 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...435...22K }}</ref> le galassie ellittiche sono invece di fatto quasi del tutto prive di nubi di gas, perciò non producono nuove stelle. <ref>{{cita libro | autore=G. R. Knapp | anno=1999 | titolo=Star Formation in Early Type Galaxies | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998astro.ph..8266K | id=ISBN 1-886733-84-8 }}</ref> L'afflusso di materia che provoca la formazione stellare ha un limite; una volta che le stelle hanno convertito l'idrogeno disponibile in elementi più pesanti, i fenomeni di formazione di nuove stelle ha termine. <ref name="cosmic_battle">{{cita web | autore=Fred Adams, Greg Laughlin | data = 13 luglio 2006 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/0001/cosmic.html | titolo = The Great Cosmic Battle | editore = Astronomical Society of the Pacific | accesso = [[16 gennaio]] [[2007]] }}</ref>
+L'attuale era di formazione stellare si stima che continuerà ancora per circa cento miliardi di anni, dopo i quali l'"era delle stelle" inizierà a declinare, in un periodo compreso fra dieci e cento trilioni di anni (un trilione=mille miliardi, 10<sup>12</sup>), quando le stelle più piccole e longeve dell'Universo, le deboli [[Nana rossa|nane rosse]], termineranno il loro ciclo vitale. Alla fine dell'era delle stelle, le galassie saranno composte solo da [[Stella degenere|oggetti compatti]]: [[Nana bruna|nane brune]], [[Nana bianca|nane bianche]] tiepide o fredde ("[[nana nera|nane nere]]") [[Stella di neutroni|strelle di neutroni]] e [[Buco nero|buchi neri]]. Eventualmente, come risultato della relazione gravitazionale, tutte le stelle potrebbero cadere all'interno di un buco nero supermassiccio, oppure potrebbero essere scagliate nello spazio intergalattico in seguito a collisioni. <ref>{{cita web | cognome = Pobojewski | nome = Sally | data = 21 gennaio 1997 | url = http://www.umich.edu/~urecord/9697/Jan21_97/artcl17.htm | titolo = Physics offers glimpse into the dark side of the universe | editore = University of Michigan | accesso = [[13 gennaio]] [[2007]] }}</ref><ref name="cosmic_battle" />
+==Strutture a grande scala==
+{{vedi anche|Struttura a grande scala dell'universo|Gruppi e ammassi di galassie}}
+==Galleria fotografica==
+<center><gallery>
+Image:Spiral Galaxy NGC 55.jpg|[[NGC 55]], una luminosa [[galassia spirale]] dalla forma vagamente irregolare vista di taglio.
+Image:Ngc253 2mass barred spiral.jpg|[[NGC 253]], una [[galassia spirale barrata]] nella costellazione dello [[Scultore (costellazione)|Scultore]].
+Image:N300.jpg|[[NGC 300]], una galassia spirale vista di faccia.
+Image:NGC 1097 I FUV g2006.jpg|[[NGC 1097]], una galassia spirale coi bracci molto aperti nella costellazione della [[Fornace (costellazione)|Fornace]].
+Image:Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg|La grande galassia [[NGC 1300]], in cui è molto ben evidente la barra trasversale che attraversa il nucleo.
+Image:Hoags Object.jpg|L'[[Oggetto di Hoag]], una galassia peculiare con una struttura ad anello molto regolare.
+Image:M104 ngc4594 sombrero galaxy hi-res.jpg|M104, la [[Galassia Sombrero]], una delle galassie più conosciute e fotografate dagli astrofili.
+Image:NGC 6050HSTScreen.jpg|[[NGC 6050]], un ottimo esempio di [[galassie interagenti]], nella costellazione di [[Ercole (costellazione)|Ercole]].
+Image:NGC 4650A I HST2002.jpg|[[NGC 4650A]], una rarissima [[galassia ad anello polare]].
+Image:Spiral Galaxies.jpg|La [[Galassia Vortice]], una galassia in via di interazione con una galassia più piccola.
+Image:NGC 1672 HST.jpg|[[NGC 1672]], una galassia spirale dalla forma allungata.
+Image:Ngc1316 hst.jpg|[[NGC 1316]], una [[galassia lenticolare]] attarversata da delle bande oscure.
+</gallery></center>
+== Note ==
+{{references|2}}
 == Bibliografia essenziale ==
@@ Riga 69: / Riga 208: @@
 * [http://astro.u-strasbg.fr/images_ri/canm-e.html animazione di una galassia nana inghiottita dalla] [[Via Lattea]]
+{{portale|astronomia|oggetti del profondo cielo}}
-== Note ==
-<references/>
-{{portale|astronomia}}
 [[Categoria:Galassie| ]]

Galassia: differenze tra le versioni

Versione delle 06:45, 15 giu 2008

Etimologia

Osservazione amatoriale

Storia delle osservazioni

Tipi e morfologia

Ellittiche

Spirali

Altre forme

Nane

Dinamiche ed attività insolite

Interazioni

Starburst

Nuclei attivi

Formazione ed evoluzione

Formazione

Evoluzione

Evoluzioni future

Strutture a grande scala

Galleria fotografica

Note

Bibliografia essenziale

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Menu di navigazione

Ricerca