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Galaxia

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NGC 4414 , una típica galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices ; Tiene un diámetro de aproximadamente 17,000 parsecs y está aproximadamente a 20 millones de parsecs de nosotros. Telescopio espacial Hubble NASA / ESA .

Una galaxia es un gran conjunto de estrellas , sistemas , cúmulos y asociaciones estelares , gas y polvo (que forman el medio interestelar ), unidos por la fuerza mutua de la gravedad . [1] [2] El nombre proviene del griego γαλαξίας (Galaxias), que significa "leche, lechosa"; es una clara alusión a la Vía Láctea , la galaxia por excelencia, que forma parte del sistema solar .

Las galaxias son vastos objetos de dimensiones extremadamente variables; que van desde las galaxias enanas más pequeñas , que contienen unos pocos cientos de millones de estrellas, [3] hasta galaxias gigantes que contienen un número de estrellas del orden de cien mil billones, [4] orbitando alrededor de un centro de masa común.

No todos los sistemas estelares masivos autogravitantes se denominan galaxias; el límite dimensional inferior, convencionalmente, para la definición de galaxia es un orden global de 10 6 masas solares , criterio para el cual los cúmulos globulares y otros cúmulos estelares no son galaxias. No se define un límite superior, todas las galaxias observadas en ningún caso superan un tamaño máximo de unas 10 13 masas solares.

Las galaxias se han categorizado según su forma aparente (o morfología visual) en tres tipos principales: elípticas , [5] espirales e irregulares (o peculiares) . Las galaxias elípticas son la forma más simple, están desprovistas de estructuras con la excepción del gradiente de brillo desde el centro hacia la periferia, visualmente aparecen como elipses con bordes suaves con elipticidad variable, y de hecho son elipsoides . Las galaxias espirales en cambio poseen una forma discoidal en cuyo plano se desarrollan estructuras espirales que se extienden desde una hinchazón central de dicho núcleo . Pueden llegar a nuestra observación desde cualquier ángulo. Las galaxias de forma irregular o inusual se denominan galaxias peculiares . Estas categorías morfológicas se dividen a su vez en otras subcategorías, y también hay galaxias en forma de disco con algunas características intermedias entre las galaxias elípticas y las espirales.

La forma de las galaxias está influenciada por factores externos, es decir, por la presencia de otras galaxias. Las galaxias generalmente irregulares son el resultado de deformaciones producidas por interacciones de mareas con galaxias vecinas o colisiones. Si las interacciones son particularmente intensas, como por ejemplo entre estructuras galácticas muy próximas entre sí, puede producirse la fusión de dos galaxias, lo que puede dar lugar a la formación de una galaxia irregular . [6] La colisión entre dos galaxias puede dar lugar a fenómenos de intensa formación estelar ( estallidos estelares ).

Las galaxias se diferencian entre sí incluso por el color, que está relacionado con la población de estrellas predominantes, y su forma aparente puede parecer diferente dependiendo de la longitud de onda del espectro electromagnético en el que se observa: por ejemplo, una galaxia irregular puede mostrar regiones y estructuras que aparecen en el ' infrarrojo o en el' ultravioleta y que lo hacen ver diferente si se observa en estas longitudes de onda con respecto a su forma en luz visible .

Las galaxias son los objetos más numerosos del ' universo observable '. El cálculo de la estimación más reciente de su número en unos 200 mil millones (2 × 10 11). [7]

Número de galaxias

En el universo visible observable hay ciertamente más de 2 billones (2,000 billones) de galaxias gracias a las observaciones publicadas en octubre de 2016 [8] que superan la estimación pasada del campo Hubble Ultra Deep (que calculó alrededor de 100 a 400 billones como máximo) [9] sin embargo, según nuevas estimaciones, el número hipotético de galaxias en el universo extrapolado de la estructura del llamado Fondo Óptico Cósmico conocido hasta la fecha, sería solo una fracción con un número mayor de al menos uno o dos órdenes. de magnitud (que actualmente no nos permitirían enumerarlos ya que solo contando incluso con la ayuda de la inteligencia artificial excedería la duración de la vida humana) y además aproximadamente otro 90% de las galaxias en el universo observable resultaría según las estadísticas estimaciones no detectables con los telescopios que tenemos hoy, todavía muy poco potentes. [10] La mayoría de ellos tiene un diámetro entre 1000 y 100.000 pársecs [4] y normalmente están separados por distancias del orden de millones de pársecs (megaparsec, Mpc). [11] El espacio intergaláctico está parcialmente lleno de un gas tenue, cuya densidad es inferior a un átomo por metro cúbico . En la mayoría de los casos, las galaxias están dispuestas en el Universo organizadas según jerarquías asociativas precisas, desde las asociaciones más pequeñas, formadas por algunas galaxias, hasta los cúmulos , que también pueden estar formados por miles de galaxias. Estas estructuras, a su vez, están asociadas en los supercúmulos más impresionantes. Estas grandes estructuras suelen estar dispuestas dentro de enormes corrientes (como la llamada Gran Muralla ) y filamentos , que rodean inmensos vacíos dell ' Universo . [12]

Aunque todavía no está del todo claro, la materia oscura parece constituir alrededor del 90% de la masa de una gran parte de las galaxias espirales, mientras que para las galaxias elípticas se cree que este porcentaje es menor, variando entre 0 y alrededor del 50% [13] . Los datos de las observaciones sugieren que en el centro de muchas galaxias, aunque no todas, se encuentran los agujeros negros supermasivos ; la presencia de estos objetos singulares explicaría la actividad del núcleo de las llamadas galaxias activas . Sin embargo, su presencia no implica necesariamente que la galaxia que la aloja los active, ya que incluso la Vía Láctea probablemente esconde en su núcleo un enorme agujero negro llamado Sagitario A * . [14]

Etimología

El origen de la Vía Láctea por Jacopo Tintoretto .

La palabra "galaxia" proviene del griego que indica la Vía Láctea, Γαλαξίας (Galaxias) para la nota, que significa "lechoso" o incluso κύκλος γαλακτικός (kyklos galaktikòs), que significa "club galáctico". El nombre proviene de un episodio conocido de la mitología griega . Zeus , invaghitosi Alcmene , después de tomar los rasgos de su esposo, el rey de Troezen Amphitryon , tuvo una relación con ella y ella concibió. El informe nació Heracles , Zeus decidió poner, que acaba de nacer, en el vientre de su esposa fue mientras dormía, para que el niño pudiera beber su leche divina para convertirse en inmortal. Se despertó durante la ' alimentación y se dio cuenta de que estaba amamantando a un bebé desconocido: luego rechazó al niño y la leche brotó de los pechos , se alejó corriendo, empapándose el cielo nocturno; Se formaría de esta manera, según los antiguos griegos , la banda clara de luz conocida como "Vía Láctea". [15]

Cuando William Herschel compiló su catálogo de objetos del cielo profundo , utilizó la frase nebulosa espiral para describir las características de algunos objetos nebulosos como la galaxia de Andrómeda ; estas "nebulosas" fueron reconocidas más tarde, cuando se empezó a descubrir su distancia, como inmensas aglomeraciones de estrellas ajenas a la Vía Láctea; así se originó la teoría de los "universos insulares". Sin embargo, esta teoría pronto cayó en desuso, ya que por "Universo" se entiende la totalidad del espacio, que contiene todos los objetos observables, por lo que se decidió adoptar el término galaxia. [16] De hecho, desde una perspectiva estrictamente etimológica , la palabra "galaxia" y "Vía Láctea" son similares.

Observación

Observación amateur

La Galaxia del Triángulo , una de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea.

La observación amateur de galaxias, en comparación con otros objetos de cielo profundo, se ve dificultada por dos factores principales: A) la gran distancia que nos separa de ellas, lo que asegura que solo las más cercanas sean visibles con relativa facilidad, por lo tanto su brillo superficial , generalmente muy débil. B) muchas de las galaxias más cercanas a nosotros son galaxias enanas pequeñas, formadas solo unos pocos millones de estrellas, [17] solo visibles con un poderoso telescopio (y no es coincidencia que muchas de estas hayan sido descubiertas solo recientemente [18] ).

Además de la Vía Láctea, la galaxia dentro de la cual se encuentra nuestro sistema solar , solo otras tres son visibles a simple vista : las Nubes de Magallanes ( Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas ), visibles solo desde el hemisferio sur de nuestro planeta , aparecen como manchas irregulares, fragmentos casi desprendidos de la Vía Láctea, cuyo rastro luminoso recorre una corta distancia; son dos galaxias muy cercanas que orbitan alrededor de la nuestra; entre galaxias gigantes, sin embargo, la única visible a simple vista es la Galaxia de Andrómeda , que se encuentra principalmente en el hemisferio norte de la Tierra. Es la galaxia gigante más cercana a nosotros y también el objeto más lejano visible a simple vista: aparece como un halo claro alargado, desprovisto de detalles. La Galaxia del Triángulo , una galaxia espiral de tamaño mediano un poco más distante de Andrómeda, ya es visible a simple vista, solo se revela con un par de binoculares en una noche despejada. Entre las próximas galaxias de nuestro Grupo Local, algunas dignas de mención están en la dirección de la constelación de la ' Osa Mayor ( M82 y M81 ), [19] pero ya son visibles solo con un telescopio de aficionado .

Observación de múltiples longitudes de onda

Imagen compuesta que muestra la radiogalaxia Centaurus A en rayos X , en infrarrojos a 24 pM y en ondas de radio .

Tras el descubrimiento, en las primeras décadas del siglo XX , de que las llamadas nebulosas espirales eran entidades distintas ( llamadas galaxias o universos islas) de la Vía Láctea, se han realizado una serie de observaciones encaminadas a investigar estos objetos , principalmente a las longitudes de onda de luz visible . El pico de radiación de la mayoría de las estrellas, de hecho, cae dentro de este rango; Por lo tanto, la observación de las estrellas que forman galaxias se formó casi en su totalidad por ' astronomía óptica '. A la longitud de onda de la onda visible, es posible observar de manera óptima las regiones H II (que consisten en gas ionizado), para examinar la distribución de los polvos dentro de los brazos de las galaxias espirales.

El polvo cósmico, presente en el medio interestelar , sin embargo, es opaco a la luz visible, mientras que ya es más transparente al infrarrojo , utilizado para observar en detalle las regiones interiores de nubes moleculares gigantes, sede de la intensa formación estelar, y los centros galácticos. [20] El infrarrojo también se utiliza para observar las galaxias más distantes, mostrando un alto corrimiento al rojo ; nos aparecen como debieron haber aparecido poco después de su formación, en las primeras etapas de la evolución del Universo. Sin embargo, debido a que el vapor de agua y el dióxido de carbono de nuestra atmósfera absorben una porción significativa de la porción útil del espectro infrarrojo, para las observaciones infrarrojas solo se utilizan telescopios a gran altura o en órbita en el espacio .

El primer estudio de las galaxias, particularmente las activas, no basado en las frecuencias de lo visible fue liderado por la radiofrecuencia ; de hecho, la atmósfera es casi totalmente transparente a las ondas de radio de frecuencia entre 5 MHz y 30 GHz (la ionosfera bloquea las señales por debajo de este rango). [21] Se han utilizado radiointerferómetros grandes para mapear los chorros emitidos por núcleos de galaxias activas. Los radiotelescopios son capaces de observar el hidrógeno neutro, incluido, potencialmente, también el material del universo primordial no ionizado que se derrumbó más tarde en las galaxias. [22]

Los telescopios de rayos X y ultravioleta también pueden observar fenómenos galácticos de gran energía. En 2006 se observó una intensa llamarada ( llamarada ) a la luz ultravioleta cuando una estrella en una galaxia distante fue capturada por el fuerte campo gravitacional de un agujero negro. [23] La distribución de gas caliente en cúmulos galácticos se puede mapear a través de rayos X; Finalmente, la existencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias fue confirmada a través de su astronomía de rayos X [24].

Historia de observaciones

Boceto de la Galaxia Whirlpool realizado por Lord Rosse en 1845 .

El descubrimiento de que el Sol está dentro de una galaxia, y que hay muchas otras galaxias, está estrechamente relacionado con el descubrimiento de la verdadera naturaleza de la Vía Láctea .

Antes de la llegada del telescopio , los objetos distantes como las galaxias eran desconocidos debido a su escaso brillo y distancia. Para las civilizaciones clásicas sólo se podía conocer un punto luminoso en la dirección de la constelación de Andrómeda (la que durante mucho tiempo se llamó "la Gran Nube de Andrómeda"), claramente visible a simple vista, pero cuya naturaleza era totalmente desconocida. Las dos Nubes de Magallanes, las galaxias visibles a simple vista, poseían una declinación demasiado al sur para que pudieran ser observadas por las latitudes templadas del norte. Ciertamente fueron observados por las poblaciones del hemisferio sur, pero hay pocas referencias escritas por su parte. [25]

El primer intento de catalogar lo que entonces se llamaba "objetos nebulosos" se remonta a principios del siglo XVII , por parte del siciliano Giovan Battista Hodierna , quien incluyó en su catálogo De Admirandis Coeli Characteribus de 1654 también algunas de las que luego serían llamadas "galaxias ". [26] A finales del siglo XVIII , el ' astrónomo francés Charles Messier compiló un catálogo de las 109 nebulosas más brillantes, seguido poco después por un catálogo, que incluía otras 5000 nebulosas, compilado por' el inglés William Herschel . Herschel también fue el primero en tratar de describir la forma de la Vía Láctea y la posición del Sol dentro de ella; en 1785 realizó un recuento completo del número de estrellas en las seiscientas regiones diferentes del cielo del hemisferio norte; notó que la densidad de estrellas aumentaba a medida que nos acercábamos a un área determinada del cielo, coincidente con el centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario . Su hijo John luego repitió las mediciones en el hemisferio sur, llegando a la misma conclusión. [27] Herschel senior luego dibujó un diagrama de la forma de la Galaxia, sin embargo, considerando erróneamente al Sol cerca de su centro.

En 1845 , William Parsons construyó un nuevo telescopio que le permitió distinguir entre galaxias elípticas de esas espirales; también pudo distinguir fuentes de luz puntuales (es decir, las estrellas ) en algunas de estas nebulosas, dando crédito a la hipótesis del filósofo alemán Immanuel Kant , quien creía que algunas nebulosas eran en realidad galaxias separadas de la Vía Láctea. [28] A pesar de esto, las galaxias no fueron aceptadas universalmente como entidades separadas de la Vía Láctea hasta que Edwin Hubble no resolvió definitivamente la cuestión a principios de los años veinte del siglo XX . [29]

Fotografía de la "Gran Nebulosa de Andrómeda" que data de 1899 , posteriormente identificada como la Galaxia de Andrómeda .

En 1917, Heber Curtis observó la supernova S Andromedae dentro de la "Gran Nebulosa de Andrómeda" ( M31 ); luego, buscando con atención en los registros fotográficos, descubrió otros once. Curtis determinó que la magnitud aparente de estos elementos era 10 veces menor que la que alcanza los objetos dentro de la Vía Láctea. Como resultado, calculó que el "nebuloso" debería estar a una distancia de unos 150.000 parsecs ; Curtis se convirtió así en un partidario de la teoría de los "universos islas", que afirmaba que las nebulosas espirales eran en realidad galaxias similares a las nuestras, pero separadas. [30] En 1920 tuvo lugar el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones generales del Universo . Para apoyar la hipótesis de que la Gran Nebulosa de Andrómeda era en realidad una galaxia externa, Curtis señaló la presencia de manchas oscuras, ubicadas en el plano galáctico de Andrómeda, similares a las nebulosas oscuras observadas en la Vía Láctea, y también señaló el cambio significativo en Galaxy según el ' efecto Doppler . [31]

El problema fue finalmente resuelto por Edwin Hubble a principios de los años veinte , mediante el uso de un nuevo y más poderoso telescopio Hooker, ubicado en el Observatorio Mount Wilson . [29] El científico estadounidense fue capaz de resolver las partes externas de alguna espiral nebulosa como colecciones de estrellas y entre ellas identificó algunas variables cefeidas , que le ayudaron a estimar la distancia de estas nebulosas: estaban demasiado distantes para ser parte de Milky. Camino. [32] En 1936, el Hubble ideó un sistema de clasificación para las galaxias que todavía se utilizan en la actualidad: el Hubble . [33]

La secuencia de Hubble. La E indica galaxias elípticas; S espirales simples; SB espirales barrados.

Tipos y morfología

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Secuencia de Hubble .
Secuencia Hubble-Vaucouleurs

El esquema de clasificación de la Secuencia de Hubble se basa en la morfología visual de las galaxias; se dividen en tres tipos principales: elípticos, espirales e irregulares. Dado que dicha secuencia se basa exclusivamente en observaciones morfológicas puramente visuales, no tiene en cuenta algunas de las características más importantes de las galaxias, como la velocidad de formación estelar de las galaxias en estrella y la actividad en el núcleo de las galaxias activas . [6]

Elípticas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: galaxia elíptica .
La galaxia elíptica gigante ESO 325-G004. Telescopio espacial Hubble / NASA / ESA .

El sistema de clasificación de Hubble considera a las galaxias como "elípticas" (indicadas por la letra "E") en base a su elipticidad , es decir a su apariencia esférica más o menos alargada; la escala de medición parte de la clase E0, indicando galaxias de aspecto casi esférico, hasta la clase E7, fuertemente alargada. Estas galaxias tienen un perfil elipsoidal , lo que les da una apariencia más o menos elíptica según el ángulo de visión. Aparentemente, muestran pocos detalles y, por lo general, contienen una cantidad relativamente baja de materia interestelar . En consecuencia, estas galaxias tienen un pequeño número de cúmulos abiertos y una tasa reducida de formación de estrellas; De hecho, se forman a partir de estrellas generalmente bastante antiguas y evolucionaron , orbitando alrededor de un centro de gravedad común en direcciones aleatorias. Estas características los hacen en parte similares a los cúmulos globulares mucho más pequeños. [34]

Las galaxias más masivas se llaman elípticas gigantes. Se cree que muchas galaxias elípticas se forman debido a interacciones entre galaxias , que terminan en la colisión y la posterior en la fusión; como consecuencia de esto pueden crecer en tamaño hasta alcanzar el diámetro de galaxias espirales, pero con un número mucho mayor de estrellas. Las galaxias elípticas gigantes a menudo están presentes en el centro de grandes cúmulos de galaxias, de los cuales a menudo constituyen los componentes más masivos, donde las interacciones entre galaxias individuales pueden ocurrir con mayor frecuencia. [35] Las galaxias Starburst son el resultado de colisiones galácticas que pueden resultar en una galaxia elíptica. [34]

Espirales

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: galaxia espiral y una galaxia espiral barrada .
La Galaxia Sombrero , un ejemplo de galaxia espiral sin barra. Telescopio espacial Hubble / NASA / ESA .

Las galaxias espirales consisten en un disco de estrellas y materia interestelar que gira alrededor de un centro, similar en composición y características a una galaxia elíptica porque está compuesta por estrellas generalmente de edad avanzada. [36] Fuera del centro, llamado abultamiento (o abultamiento central), los brazos espirales están ubicados, relativamente brillantes. En el esquema de clasificación de Hubble, las galaxias espirales se indican con la letra S, seguida de las letras minúsculas a, bo c, que indican el grado de grosor de los brazos espirales y el tamaño del abultamiento central. Un tipo de galaxia Sa tiene brazos muy bien envueltos y mal definidos y un núcleo central relativamente grande; viceversa, un tipo Galaxy Sc tiene brazos bien definidos y una protuberancia central muy pequeña. [36]

En las galaxias espirales los brazos tienen una tendencia similar a la de una espiral logarítmica , cifra que teóricamente puede mostrarse como resultado de una perturbación en la rotación uniforme de la masa de las estrellas. Como las estrellas, los brazos espirales giran alrededor del centro, pero con una velocidad angular que varía de un punto a otro: esto significa que las estrellas transitan dentro y fuera de los brazos espirales, y su velocidad de revolución disminuye. las regiones fuera de los brazos, mientras que es más rápido para las estrellas que están dentro. [36] Se piensa que los brazos espirales son de las áreas de alta densidad del sujeto, o más bien de las ondas de densidad. A medida que las estrellas se mueven a través del brazo, la velocidad espacial de cada una es modificada por las fuerzas gravitacionales de mayor densidad; esta velocidad disminuye a medida que las estrellas salen del brazo en espiral. Este efecto de "ola" se puede comparar con un punto de tráfico muy transitado en una carretera, con automóviles obligados a reducir la velocidad en ciertos puntos. Los brazos son realmente visibles debido a su alta densidad, lo que también facilita la formación de estrellas y, a menudo, esconden estrellas jóvenes y brillantes dentro de ellos. [37] [38]

NGC 1300 , un ejemplo de galaxia espiral barrada. Telescopio espacial Hubble / NASA / ESA .

Un buen número de galaxias espirales muestran una estructura estelar lineal en forma de barra que atraviesa el núcleo, de donde parten los brazos espirales. [39] En la clasificación de Hubble estas galaxias se indican con las iniciales SB, acompañadas de letras minúsculas a, bo c, que indican la forma y el enrollamiento de los brazos espirales de la misma forma en que se clasifican las galaxias normales. espirales. Los astrofísicos creen que las barras son estructuras temporales que se forman como resultado de una onda de densidad que irradia en direcciones opuestas desde el núcleo, o son el resultado de las fuerzas de marea con otra galaxia. [40] Muchas galaxias espirales barradas están activas, posiblemente debido al gas canalizado dentro del núcleo, a lo largo de los brazos. [41]

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una gran galaxia espiral barrada, [37] [42] con un diámetro de aproximadamente 100.000 años luz (30 kpc) y un espesor de aproximadamente 3000 años luz (1 kpc); Contiene alrededor de 200 mil millones de estrellas (2 × 10 11) [43] y tiene un total masivo de 600 mil millones (6 × 10 11) de masas solares . [38] [44]

Formas peculiares

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: peculiar galaxia .
Objeto de L ' Hoag , un ejemplo de una galaxia anular . Telescopio espacial Hubble / NASA / ESA .

Las llamadas galaxias peculiares son formaciones que desarrollan propiedades inusuales debido a las fuerzas de las mareas y la interacción de otras galaxias. Un ejemplo de esta clase de objetos es la galaxia anular , que posee una estructura anular estelar y el medio interestelar que rodea una barra central. Se cree que se forma una galaxia en anillo cuando una galaxia más pequeña atraviesa el núcleo de una galaxia espiral. [45] Probablemente un evento como este ha ocurrido en la Galaxia de Andrómeda , que, si se observa en el infrarrojo , muestra una estructura de anillos múltiples.[46]

Una galaxia lenticular es más bien una forma intermedia que tiene propiedades tanto de galaxias elípticas como de galaxias espirales. Se clasifican según la secuencia de Hubble con el acrónimo S0 y tienen brazos espirales indefinidos, con un halo elíptico de estrellas. [47]

Además de estas dos clases existe una gran variedad de galaxias que no se pueden clasificar ni como elípticas ni espirales ya que: se suele referir a estas galaxias con el nombre de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I tiene algunas estructuras que no pueden alinearse con el esquema de Hubble; una galaxia Irr-II, por otro lado, ni siquiera tiene una estructura que se parezca a la secuencia de Hubble, porque podrían haber sido destruidas por diversas interacciones. [48] Un ejemplo de galaxias irregulares a la Vía Láctea son las dos Nubes de Magallanes .

Enanos

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La galaxia esferoidal enana M110 . Telescopio espacial Hubble / NASA / ESA .

A pesar de la aparente prevalencia de grandes galaxias elípticas o espirales, la mayoría de las galaxias del Universo son en realidad galaxias enanas ; estas tenues galaxias tienen aproximadamente una centésima parte del diámetro de la Vía Láctea y contienen como máximo unos pocos miles de millones de estrellas. [49]

Muchas galaxias enanas orbitando como satélites alrededor de una única galaxia más grande; la Vía Láctea, por ejemplo, posee algo menos de una docena de galaxias satélite , pero según algunos estudios aún existirían otras por descubrir; alcune ipotesi suggeriscono che il loro numero possa aggirarsi sui 300 - 500. [50] Le galassie nane sono a loro volta 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 .

“Green bean” (fagiolino)

Recentemente è stata scoperta una nuova classe di galassie denominate “green bean” (fagiolino) a causa del loro colore e al fatto che assomigliano ma in grande alle galassie “green pea” (galassie “pisello verde”). Essa date le "modiche" dimensioni risplende interamente la luce riflessa di un buco nero centrale supermassiccio. La prima galassia osservata con queste caratteristiche si trova nella costellazione dell'Acquario ad una distanza di circa 3,7 miliardi di anni luce. La successiva analisi dei dati da parte dell'équipe ha rivelato che il buco nero non è molto attivo al centro, sicuramente meno di quanto ci si attendesse dalla dimensione e dall'intensità della regione illuminata. Gli esperti pensano che le regioni incandescenti siano un'eco del passato, di quando cioè il buco nero centrale era molto più attivo, e che diventeranno sempre meno brillanti a mano a mano che le ultime radiazioni dal buco nero attraversando la galassia si perderanno nello spazio. [51]

Attualmente sono state trovate altre 16 galassie con proprietà simili, confermate poi da osservazioni effettuate al telescopio Gemini Sud.

Dinamiche ed attività insolite

Rotazione

La Galassia Vortice (M51) è un tipico esempio di galassia spirale vista "di faccia".

Le stelle all'interno delle galassie sono in costante movimento; [52] nelle galassie ellittiche, a causa del bilanciamento fra velocità e gravità , i movimenti sono relativamente contenuti, le stelle si muovono in direzioni casuali ed i movimenti rotazionali attorno al nucleo sono minimi; ciò conferisce a queste galassie la tipica forma sferica. [52]

Nelle galassie a spirale, le dinamiche sono notevolmente più complesse. Il nucleo, di forma sferoidale, possiede un'elevata densità di materia, il che comporta che questo si comporti in modo simile ad un corpo rigido. Nei bracci di spirale (che costituiscono il disco galattico ), invece, la componente di rotazione è preponderante, il che spiega la forma appiattita del disco. La velocità orbitale della gran parte delle stelle della galassia non dipende necessariamente dalla loro distanza dal centro. [53] Se si suppone, per l'appunto, che le parti più interne dei bracci di spirale ruotino più lentamente delle parti esterne (come avviene, ad esempio, in un corpo rigido), le galassie spirali tenderebbero ad "attorcigliarsi" e la struttura a spirale diverrebbe staccata dal nucleo. Questo scenario è in realtà l'opposto di quanto si osserva nella galassie spirali; per questo motivo gli astronomi suppongono che i bracci delle spirali siano il risultato di diverse onde di densità emanate dal centro galattico. Da ciò ne consegue che i bracci di spirale cambiano di continuo morfologia e posizione. L'onda di compressione aumenta la densità dell'idrogeno molecolare, che, manifestando fenomeni di instabilità gravitazionale , collassa facilmente dando luogo alla formazione di protostelle ; di fatto, i bracci appaiono più luminosi del resto del disco non perché la loro massa sia notevolmente più elevata, ma perché contengono un gran numero di stelle giovani e brillanti. [37] [38]

Fuori dalle regioni del bulge o dal bordo esterno, la velocità di rotazione galattica è compresa fra 210 e 240 km/s. [53] Pertanto, il periodo orbitale di una stella che orbita nei bracci di spirale è direttamente proporzionale solo alla lunghezza della traiettoria percorsa, a differenza di quanto può invece essere osservato nel sistema solare , dove i pianeti , percorrendo orbite differenti nel rispetto delle leggi di Keplero , possiedono anche significative differenze nella velocità orbitale ; quest'andamento delle orbite dei bracci di spirale costituisce uno degli indizi più evidenti dell'esistenza della materia oscura . [53]

M64 possiede, a differenza delle normali galassie a spirale, alcune regioni esterne che ruotano in senso contrario al resto della galassia.

Senso di rotazione

Il senso di rotazione di una galassia a spirale può essere misurato studiando l' effetto Doppler riscontrato sulla galassia stessa, che rivela se le sue stelle sono in avvicinamento o in allontanamento da noi; [52] tuttavia, questo è possibile solo a determinate condizioni: innanzitutto, la galassia non deve presentarsi "di faccia" o "di taglio", ossia l'angolo di visuale non deve essere uguale a 0º o 90º, questo perché se una galassia che si mostra perfettamente di faccia, le sue stelle giacciono approssimativamente alla stessa distanza da noi, in qualunque punto della loro orbita esse si trovino. Nel secondo caso - quello delle galassie con angolo di visuale inclinato - occorre dapprima stabilire quale parte di essa è più vicina e quale è più lontana.

Alcune galassie possiedono dinamiche del tutto particolari e insolite; è questo il caso della Galassia Occhio Nero (nota anche con la sigla del Catalogo di Messier M64). M64 è all'apparenza una normale galassia a spirale , oscurata in più punti da fitte nebulose oscure ; tuttavia, recenti analisi dettagliate hanno portato alla scoperta che i gas interstellari delle regioni esterne ruotano in direzione contraria rispetto ai gas e le stelle delle regioni interne. [54]

Alcuni astronomi ritengono che la rotazione contraria abbia avuto inizio quando M64 assorbì una propria galassia satellite, entrata in collisione con essa probabilmente più di un miliardo di anni fa. Nelle regioni di contatto tra le opposte rotazioni, i gas collisero e si compressero contraendosi, dando vita a una zona di formazione stellare molto attiva. Della piccola galassia scontratasi con M64 ora non resta quasi più nulla; le sue stelle o sono state assimilate dalla galassia principale o sono state disperse nello spazio come stelle iperveloci , ma i segni della collisione sarebbero visibili nel moto contrario dei gas nelle regioni esterne di M64. [54]

Interazioni

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Galassie interagenti .

Le distanze che intercorrono in media tra le galassie appartenenti ad uno stesso ammasso è lievemente maggiore dell' ordine di grandezza del diametro delle galassie di dimensioni più grandi; per questo motivo, le interazioni fra le galassie sono relativamente frequenti, e svolgono un ruolo determinante nella loro evoluzione . Gli scambi di materia tra le galassie sono piuttosto frequenti e sono causate dalle distorsioni dovute alle forze mareali , all'origine spesso anche di scambi di gas e polveri tra i due sistemi galattici. [55] [56]

Le 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 con una velocità sufficiente a non farle andare incontro ad una fusione. Le stelle di queste galassie risentono lievemente dell'interazione: le loro traiettorie restano imperturbate ed è raro il verificarsi di fenomeni di interazione diretta. 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 (noto come starburst ) 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. [55] [56]

Se l'interazione è particolarmente forte, le galassie si fondono fra loro; in questo caso la velocità a cui i due sistemi si urtano 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, spesso di forma ellittica. 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 subisce notevoli deformazioni dalla fusione, mentre la galassia più piccola è distrutta e le sue stelle vanno a far parte della galassia più grande. Il nucleo di alcune di queste galassie più piccole può disporsi separatamente nell'alone galattico, assumendo caratteristiche simili a quelle degli ammassi globulari . [57] [58] 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 . [55] [56]

Starburst

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Galassia starburst .
La Galassia Sigaro , citata dagli scienziati come l'archetipo di galassia starburst , [59] ha 10 volte il tasso di formazione stellare di una galassia normale. Telescopio spaziale Hubble NASA / ESA .

Le stelle si formano nelle galassie all'interno di riserve di gas a temperatura piuttosto bassa (appena un centinaio di kelvin ), che vanno a costituire i complessi molecolari e le nubi molecolari giganti . È stato osservato che alcune galassie possiedono un tasso di formazione stellare straordinariamente alto, fenomeno noto nell'ambiente scientifico come starburst (letteralmente, raffica di stelle ). Se tale frenetica attività continuasse senza poi incontrare una flessione, la galassia consumerebbe la propria riserva di idrogeno in un tempo decisamente inferiore rispetto alla vita media delle altre galassie; dunque gli astrofisici sono propensi a ritenere che l'attività di starburst duri al massimo una decina di milioni di anni, un lasso di tempo quasi istantaneo se paragonato alla vita di una galassia. Nelle epoche più antiche della storia dell'Universo, i fenomeni di starburst dovevano essere molto più diffusi, [60] mentre attualmente costituiscono circa il 15% di tutti i fenomeni di formazione stellare. [61]

Le galassie starburst sono caratterizzate da forti concentrazioni di gas e dalla presenza di stelle giovani e brillanti, incluse stelle supermassicce di classe O , che ionizzano le nubi creando le cosiddette regioni H II . [62] Tali stelle evolvono in tempi molto veloci (al massimo alcuni milioni di anni) ed esplodono in supernovae ; si creano così dei resti di supernova in espansione, che, comprimendo i gas circostanti, innescano una reazione a catena di formazione stellare che si estende a tutta la regione nebulare. Solo quando il gas è prossimo ad esaurirsi oa disperdersi i fenomeni di starburst hanno fine. [60]

Gli starburst sono spesso associati alle galassie interagenti o in via di fusione. L'esempio tipo di una galassia a starburst di interazione è la 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 attività starburst. [63]

Nuclei attivi

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Galassia attiva .
Un getto di particelle è emesso dal nucleo della radiogalassia ellittica M87 . Telescopio spaziale Hubble NASA / ESA .

Alcune tra le galassie osservabili sono classificate come galassie attive ; in esse buona parte dell'energia totale, ossia la somma dell'energia delle radiazioni emesse dalle singole stelle, dalle polveri e dal mezzo interstellare, è emessa verso l'esterno lungo un doppio getto che si diparte dal nucleo galattico.

Il modello standard sviluppato dagli astrofisici per spiegare il comportamento di una galassia attiva prevede un vasto disco di accrescimento che si forma attorno ad un buco nero supermassiccio nella parte centrale del nucleo galattico. La radiazione emessa da una galassia attiva è il risultato dell' energia potenziale gravitazionale rilasciata dalla materia mentre essa precipita all'interno del buco nero. [64] In circa il 10% delle galassie attive è presente un doppio getto che si estende in direzioni diametralmente opposte dal nucleo ad una velocità simile a quella della luce ( getto relativistico ). Il meccanismo con cui si originano tali getti non è ancora ben compreso. [65]

Le galassie attive sono classificate tramite un modello standard basato sul quantitativo di energia prodotta e sull'angolo di visuale in cui esse si presentano. [65] Le galassie attive che emettono radiazione ad alta energia in forma di raggi X e gamma sono classificate come galassie di Seyfert o quasar , a seconda della loro luminosità. Si ritiene invece che i cosiddetti blazar siano galassie attive con un getto relativistico che punta in direzione della Terra (ossia noi osserviamo uno dei poli della galassia, da cui escono i getti), mentre una radiogalassia è una galassia attiva che emette energia anche alle frequenze radio ei cui lobi di emissione radio sono solitamente ben evidenti.

Legate alle galassie attive sono forse le regioni nucleari a linee di emissione a bassa ionizzazione , la cui emissione è dominata da elementi debolmente ionizzati . [66] Circa un terzo delle galassie vicine a noi avrebbero un nucleo a linee di emissione a bassa ionizzazione. [64] [66] [67]

Evoluzione galattica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Formazione ed evoluzione galattica .

Gli studi sulla formazione e sull'evoluzione galattica cercano di fornire delle risposte in merito a come le galassie si siano formate e quale sia stato il loro percorso evolutivo durante la storia dell'Universo. Alcune teorie in merito sono ora pienamente accettate, ma in campo astrofisico questo fronte di studio resta ancora aperto.

Formazione

I modelli cosmologici attuali sull'origine e sulle prime fasi dell'Universo si basano sulla teoria del Big Bang . Circa 300.000 anni dopo questo evento, la temperatura del cosmo si abbassò sino a consentire la formazione degli atomi di idrogeno ed elio , in un evento chiamato ricombinazione . Quasi tutto l'idrogeno era neutro (ovvero non ionizzato) e assorbiva la luce, mentre non si era ancora formata nessuna stella; per tale motivo questa fase viene chiamata "età oscura dell'Universo". Fu dalle fluttuazioni di densità (o irregolarità anisotropiche ) di questa materia primordiale che iniziarono ad apparire le prime strutture a grande scala; come risultato, la materia barionica iniziò a condensare con l'alone di materia oscura . [68] Queste strutture primordiali sarebbero poi diventate le galassie che oggi osserviamo.

Immagine ad alta risoluzione del Campo ultra profondo di Hubble , che include galassie di varie età, grandezze, forme e colori. Le più piccole e rosse, circa 100, sono tra le più distanti che siano mai state osservate con un telescopio, esistenti da quando l'Universo aveva circa 800 milioni di anni. [69]

Indizi sulle prime fasi della formazione galattica furono trovati nel 2006 , quando si scoprì che la galassia IOK-1 possedeva un insolitamente alto spostamento verso il rosso ( redshift , in gergo astronomico), calcolato in 6,96, che corrisponde ad un periodo risalente a 750 milioni di anni dopo il Big bang, che ne ha fatto la galassia più remota e antica conosciuta. [70] Mentre alcuni scienziati hanno stabilito che altri oggetti, come Abell 1835 IR1916 , possedevano uno spostamento verso il rosso più elevato, ad indicare che sono osservate in uno stadio antico dell'evoluzione dell'Universo, [71] l'età e la composizione di IOK-1 è stata determinata con maggiore certezza; l'esistenza di queste antiche " protogalassie " suggerisce che esse debbano essersi evolute nella cosiddetta "Età Oscura", ossia l'età dell'Universo in cui gran parte dei fotoni interagivano con gli elettroni ei protoni in una sorta di fluido foto-barionico ( plasma ), "opaco" alla luce. [68]

Il processo di formazione delle galassie è una delle tante questioni ancora aperte in campo astronomico. Le teorie esistenti sono raggruppate in due categorie: top-down e bottom-up . Nelle prime (come nel modello ELS – Eggen–Lynden-Bell–Sandage ), le protogalassie si formano a seguito di un vasto e simultaneo collasso gravitazionale durato circa un milione di anni; [72] secondo le altre teorie (come nel modello SZ – Searle-Zinn ) invece si formarono inizialmente solo gli ammassi globulari e in seguito alcuni di questi corpi iniziarono a crescere fino a formare le galassie più grandi. [73] Le teorie moderne devono essere modificate per tenere conto della probabile presenza degli aloni di materia oscura .

Dopo la formazione e la contrazione delle prime galassie, al loro interno iniziò ad apparire il primo alone di stelle (dette di popolazione III ); queste stelle erano composte da elementi leggeri come idrogeno ed elio in percentuali ancora più elevate rispetto alle stelle attuali, dato che gli elementi pesanti ancora non erano stati sintetizzati, e potrebbero avere avuto una massa notevole, superiore forse a 300 M ☉ . [74] Se così fosse, queste stelle avrebbero rapidamente consumato la loro riserva di idrogeno per poi esplodere come supernovae , rilasciando gli elementi più pesanti, prodotti tramite la fusione nucleare ( nucleosintesi stellare ) nel mezzo interstellare . [75] Questa prima generazione di stelle ionizzò l'idrogeno neutro circostante, creando delle bolle di vento stellare in espansione, che sospinge buona parte del gas ancora presente allontanandolo dalla stella. [76]

Fase post formazione

I Zwicky 18 (in basso a sinistra) ha l'aspetto di una galassia di recente formazione. [77] [78] Telescopio spaziale Hubble / NASA / ESA .

Secondo il modello " top-down ", circa un miliardo di anni dopo la formazione delle galassie comparvero le prime strutture tipo: gli ammassi globulari, l'eventuale buco nero supermassiccio ed il bulge (centro) galattico, composto da stelle di popolazione II , povere in metalli . La creazione del buco nero supermassiccio sembra giocare un ruolo fondamentale nell'afflusso di materia che andrà ad accrescere la galassia. [79] Durante questo periodo, all'interno delle galassie si verificò un intenso e diffuso fenomeno di formazione stellare. [80]

Durante i due miliardi di anni seguenti, la materia accumulata si dispose lungo il disco galattico . [81] Una galassia continuerà nel corso della sua esistenza a ricevere materia, principalmente idrogeno ed elio, proveniente dalle nubi ad alta velocità e dalle galassie nane cannibalizzate. [82] Il ciclo della nascita e morte stellare fa lentamente aumentare l'abbondanza di elementi pesanti, che favoriscono la formazione dei pianeti . [83]

L'evoluzione delle galassie può essere interessata da eventi come le interazioni e le collisioni, molto comuni durante le epoche più antiche; la gran parte delle galassie possedeva allora una morfologia peculiare. [84] A causa della grande distanza che intercorre tra 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 [85] o nelle Galassie Antenne . [86]
Uno di questi eventi interesserà molto probabilmente le due galassie principali del Gruppo Locale , la Via Lattea e la Galassia di Andromeda , le quali si stanno avvicinando alla velocità di 130 km/se, a seconda del loro movimento laterale, potrebbero collidere tra circa cinque o sei miliardi di anni. Sebbene la Via Lattea non si sia mai scontrata con galassie grandi come la Galassia di Andromeda, ci sono comunque sempre più evidenze del fatto che la nostra Galassia si sia scontrata in passato (e tuttora stia interagendo) con galassie nane minori. [87]

Interazioni su larga scala come queste sono piuttosto rare; col passare del tempo le collisioni fra due galassie di pari dimensioni diventano sempre meno comuni, poiché la distanza tra le galassie tende generalmente ad aumentare. Molte delle galassie più luminose non hanno subito sostanziali cambiamenti negli ultimi miliardi di anni ed anche il tasso di formazione stellare raggiunse il picco massimo cinque miliardi di anni fa. [88]

Evoluzione futura

Attualmente, gran parte dei fenomeni di formazione stellare avvengono nelle galassie più piccole, nelle quali le nubi molecolari contengono un quantitativo di idrogeno ancora piuttosto elevato. [84] Le galassie spirali, come la Via Lattea, producono nuove generazioni di stelle solo se e dove possiedono dense nubi molecolari di idrogeno interstellare; [89] le galassie ellittiche sono invece di fatto quasi del tutto prive di nubi di gas, ragion per cui il loro tasso di formazione stellare è estremamente basso, se non in certi casi assente. [90] L'afflusso di materia che provoca la formazione stellare, soprattutto dalle galassie cannibalizzate, ha un limite: infatti, una volta che le stelle avranno convertito l'idrogeno disponibile in elementi più pesanti, i fenomeni di formazione di nuove stelle avranno termine. [91]

Gli astrofisici sono propensi a ritenere che i fenomeni di formazione stellare dureranno 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 bilioni di anni (1 bilione = mille miliardi, 10 12 ), 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 ") stelle di neutroni e buchi neri ; è questa la cosiddetta " era degenere dell'Universo ". [92] Alla fine, come risultato della relazione gravitazionale, tutte le stelle potrebbero precipitare all'interno del buco nero supermassiccio centrale, oppure potrebbero essere scagliate nello spazio intergalattico in seguito a collisioni. [91] [92]

Strutture a grande scala

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Struttura a grande scala dell'universo e Gruppi e ammassi di galassie .
Una panoramica del cielo nell' infrarosso vicino rivela la distribuzione delle galassie oltre la Via Lattea . L'immagine deriva dal catalogo 2MASS , che comprende oltre 1,5 milioni di galassie, e dal Point Source Catalog (PSC), che comprende mezzo miliardo di stelle della Via Lattea. Le galassie sono colorate a seconda del loro spostamento verso il rosso (z): le blu sono le più vicine (z < 0,01), le verdi sono quelle ad una distanza media (0,01 < z < 0,04) e le rosse sono le più lontane (0,04 < z < 0,1). [93]

Le osservazioni dello spazio profondo mostrano che le galassie si trovano spesso in associazioni relativamente strette con altre galassie. Le galassie solitarie che non hanno avuto interazioni significative con altre galassie di massa simile negli ultimi miliardi di anni sono molto rare: solo il 5% delle galassie osservate mostra condizioni di vero isolamento. Tuttavia queste formazioni isolate potrebbero aver avuto interazioni ed eventualmente subìto delle fusioni con altre galassie nel passato, e potrebbero anche possedere delle galassie satelliti più piccole. Le galassie isolate, dette talvolta anche galassie di campo , [94] possono produrre stelle ad un tasso più alto del normale, poiché il loro gas non è strappato via dalle interazioni con altre galassie vicine. [95]

In scala maggiore, l'Universo, nel rispetto della legge di Hubble , è in continua espansione, e risulta dall'aumento della distanza tra le singole galassie. Le associazioni galattiche possono superare questa tendenza all'espansione solo in scala locale, attraverso la loro reciproca attrazione gravitazionale. Tali associazioni si formarono nei primi stadi dell'Universo, quando insiemi di materia oscura attrassero assieme le loro rispettive galassie; successivamente i gruppi più vicini si fusero, dando luogo ad ammassi di più grandi dimensioni. Questo processo di fusione tra gruppi di galassie riscaldò il gas intergalattico compreso all'interno dell'ammasso portandolo ad alte temperature, che raggiunsero in certi casi i 30-100 milioni di K . [96] . Questo valore di temperatura non è da considerarsi in termini classici, ma è un valore ottenuto tenendo conto dell' energia cinetica delle particelle, che per altro sono estremamente rarefatte. Circa il 70-80% della massa di un ammasso è formata da materia oscura, di cui il 10-30% va a costituire questo gas ad alta temperatura; il restante 20-30% del totale forma le galassie. [97]

Il Sestetto di Seyfert è un esempio di gruppo di galassie molto compatto. Telescopio spaziale Hubble / NASA / ESA .

La maggior parte delle galassie dell'Universo sono legate gravitazionalmente in strutture gerarchiche di ammassi, che ricalcano la forma di un frattale , contenenti la gran parte della massa barionica dell'Universo. [98] [99] La tipologia più diffusa è l'associazione galattica, costituita da pochi membri. Perché l'associazione si mantenga stabile, ogni galassia membro deve avere una velocità sufficientemente bassa da evitare il proprio allontanamento (vedi Teorema del viriale ); se però l' energia cinetica è troppo bassa, il gruppo potrebbe evolvere in un gruppo con meno galassie, poiché alcune di esse tenderanno a fondersi l'un l'altra. [100]

Le strutture maggiori, che contengono invece diverse migliaia di galassie concentrate in un'area di pochi megaparsec (1Mpc = un milione di parsec), sono chiamate ammassi . Tali strutture sono spesso dominate da una singola galassia ellittica gigante, nota come galassia di ammasso più luminosa , che col tempo disgrega le sue galassie satelliti a causa della sua grande forza di marea , acquistandone la massa. [101]

Gli ammassi e le associazioni, spesso insieme ad alcune galassie singole, sono a loro volta raggruppati in superammassi di galassie , che contengono decine di migliaia di galassie. Al livello dei superammassi le galassie sono disposte all'interno di vaste superfici e filamenti , circondati da vaste aree vuote. [102] Oltre questa scala, l'Universo appare essere isotropico ed omogeneo. [103]

La Via Lattea è membro di un'associazione chiamata Gruppo Locale , un gruppo relativamente piccolo di galassie che ha un diametro di circa un megaparsec. [104] La Via Lattea e la Galassia di Andromeda sono le due galassie più luminose del gruppo, e ne regolano le dinamiche gravitazionali; gli altri membri del gruppo sono galassie nane, spesso satelliti delle due principali. [105] Il Gruppo Locale è a sua volta parte di una struttura di forma sferoidale all'interno del Superammasso della Vergine , una struttura molto vasta di gruppi di galassie che circonda l' Ammasso della Vergine . [106]

Le galassie nella fantascienza

Mappa della Galassia di Guerre stellari .

Nel corso del Novecento , con lo sviluppo degli studi astronomici ea seguito della consapevolezza che l' Universo è in realtà popolato da miliardi di galassie, [9] la fantascienza ha conosciuto una sorta di sviluppo parallelo; le nuove scoperte hanno stimolato la fantasia di scrittori e registi, che hanno creato diverse galassie immaginarie in cui ambientare numerose saghe, guerre galattiche e civiltà aliene. [107]

La più conosciuta delle galassie immaginarie è la Galassia di Guerre stellari . La Galassia di Guerre stellari avrebbe una forma grosso modo spirale, o al più una via intermedia tra la forma spirale e quella ellittica; [108] è popolata da un gran numero di civiltà che parlano, oltre ad una loro propria lingua, anche un idioma comune (il Basic Galattico ). Alcune aree sono inesplorate o di difficile accesso, anche a causa di forti anomalie magnetiche, mentre i bracci esterni e di media distanza sono ben noti e popolati. [108]

Nel film Stargate , una galassia posta in una zona remota dell'Universo, chiamata Galassia di Kalian , contiene un pianeta che può essere raggiunto tramite uno speciale apparecchio a forma di grande anello, noto come stargate ; qui vive una civiltà umana simile a quella egizia , che adora come divinità un essere alieno che si fa chiamare Ra . [109]

Nei vari telefilm che seguono, vengono scoperti tanti sistemi di coordinate diverse per lo stargate, che permettono di raggiungere mondi più o meno distanti dell'Universo. [110] Nella serie Stargate Atlantis , vengono scoperte delle coordinate speciali a 8 simboli (anziché i tradizionali 7) che consentono di raggiungere una lontana galassia posta in direzione della costellazione di Pegaso , dove si trova la città perduta di Atlantide , una grande città ultratecnologica abbandonata da una civiltà primordiale nota come "Gli Antichi ". [110] [111] In realtà, esistono delle differenze nella trama di fondo fra il film e le serie di telefilm: nel corso di questi ultimi infatti il pianeta di Ra viene "portato" nella nostra Galassia, mentre per accedere a galassie esterne alla nostra si specifica che occorre inserire nello stargate 8 simboli anziché 7. [112]

Galleria d'immagini

Note

  1. ^ LS Sparke, JS Gallagher III, Galaxies in the Universe: An Introduction , Cambridge, Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-59740-4 .
  2. ^ E. Hupp,, S. Roy, M. Watzke, 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 (archiviato dall' url originale il 1º novembre 2006) .
  4. ^ 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 .
  5. ^ Aaron Hoover, UF Astronomers: Universe Slightly Simpler Than Expected , Hubble News Desk, 16 giugno 2003. URL consultato il 5 febbraio 2007 (archiviato dall' url originale il 25 febbraio 2007) .
  6. ^ a b TH Jarrett, Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas , su ipac.caltech.edu , California Institute of Technology. URL consultato il 9 gennaio 2007 .
  7. ^ Chemla, Sarah, Astronomers were wrong about the number of galaxies in universe - study [ collegamento interrotto ] , in Jerusalem Post , 14 gennaio 2021.
  8. ^ The evolution of galaxy number density at z<8 and its implications by Cristophe J. Conselice Aaron Wilkinson Kenneth Duncan Alice Mortlock (University of Nottingham UK) -Leiden Observatory Netherlands - Supa / Royal Observatory Edimburgh UK
  9. ^ a b Glen Mackie,To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand , su astronomy.swin.edu.au , Swinburne University, 1º febbraio 2002. URL consultato il 20 dicembre 2006 .
  10. ^ Karl Hille, Hubble Reveals Observable Universe Contains 10 Times More Galaxies Than Previously Thought , su nasa.gov , NASA, 13 ottobre 2016. URL consultato il 5 gennaio 2018 .
  11. ^ D. Gilman, The Galaxies: Islands of Stars , su hq.nasa.gov , NASA WMAP. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  12. ^ Galaxy Clusters and Large-Scale Structure , su damtp.cam.ac.uk , University of Cambridge. URL consultato il 15 gennaio 2007 .
  13. ^ M. Roncadelli, Aspetti astrofisici della materia oscura, Bibliopolis
  14. ^ 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 .
  15. ^ Lubomír Koneãň, 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 (archiviato dall' url originale il 20 luglio 2006) .
  16. ^ Joe Rao, Explore the Archer's Realm , su space.com , 2 settembre 2005. URL consultato il 3 gennaio 2007 .
  17. ^ Louie Strigari e et al, The Most Dark Matter Dominated Galaxies: Predicted Gamma-ray Signals from the Faintest Milky Way Dwarfs , su adsabs.harvard.edu , settembre 2007. URL consultato il 16 giugno 2008 .
  18. ^ NF Martin, RA Ibata, M. Bellazzini, MJ Irwin, GF Lewis, W. Dehnen, A dwarf galaxy remnant in Canis Major: the fossil of an in-plane accretion onto the Milky Way. , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 348, n. 1, febbraio 2004, p. 12.
  19. ^ Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge University Press, ISBN 0-933346-90-5 .
  20. ^ Near, Mid & Far Infrared , su ipac.caltech.edu , IPAC/NASA. URL consultato il 2 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 29 maggio 2012) .
  21. ^ The Effects of Earth's Upper Atmosphere on Radio Signals , su radiojove.gsfc.nasa.gov , NASA. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  22. ^ Giant Radio Telescope Imaging Could Make Dark Matter Visible , ScienceDaily, 14 dicembre 2006. URL consultato il 2 gennaio 2007 .
  23. ^ NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star , NASA, 5 dicembre 2006. URL consultato il 2 gennaio 2007 .
  24. ^ Robert Dunn, An Introduction to X-ray Astronomy , su www-xray.ast.cam.ac.uk , Institute of Astronomy X-Ray Group. URL consultato il 2 gennaio 2007 .
  25. ^ la Grande Nube di Magellano , su astrolink.mclink.it . URL consultato l'8 gennaio 2008 .
  26. ^ Hodierna , su otticademaria.it . URL consultato il 24 luglio 2008 (archiviato dall' url originale il 7 aprile 2008) .
  27. ^ Richard A. Proctor, Are any of the nebulæ star-systems? , in Nature , 1870, pp. 331-333.
  28. ^ JC Evans, Our Galaxy , su physics.gmu.edu , George Mason University, 24 novembre 1998. URL consultato il 4 gennaio 2007 .
  29. ^ a b Lenny Abbey, The Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown , su labbey.com , The Compleat Amateur Astronomer. URL consultato il 4 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2012) .
  30. ^ 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.
  31. ^ Harold F. Weaver, Robert Julius Trumpler , su nap.edu , National Academy of Sciences. URL consultato il 5 gennaio 2007 .
  32. ^ EP Hubble , A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 , in Astrophysical JournalEngl , vol. 69, 1929, pp. 103-158.
  33. ^ Allan Sandage, Edwin Hubble, 1889–1953 , in The Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 83, n. 6, 1989. URL consultato l'8 gennaio 2007 .
  34. ^ a b MA Barstow, Elliptical Galaxies , su star.le.ac.uk , Leicester University Physics Department, 2005. URL consultato l'8 giugno 2006 (archiviato dall' url originale il 13 settembre 2012) .
  35. ^ Galaxies , su curious.astro.cornell.edu , Cornell University, 20 ottobre 2005. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  36. ^ a b c 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 (archiviato dall' url originale il 10 luglio 2012) .
  37. ^ a b c Milky Way ( PDF ) [ collegamento interrotto ] , su rvanya.com . URL consultato il 29 maggio 2008 .
  38. ^ a b c The Galaxy We Call Home , su faculty.salisbury.edu , Salisbury University. URL consultato il 29 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 16 ottobre 2006) .
  39. ^ PB Eskridge, JA Frogel, What is the True Fraction of Barred Spiral Galaxies? , in Astrophysics and Space Science , vol. 269/270, 1999, pp. 427-430.
  40. ^ F. Bournaud, F. Combes, Gas accretion on spiral galaxies: Bar formation and renewal , in Astronomy and Astrophysics , vol. 392, 2002, pp. 83-102.
  41. ^ JH 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, n. 3, 2002, pp. 808-828.
  42. ^ C. Alard, Another bar in the Bulge , in Astronomy and Astrophysics , vol. 379, n. 2, 2001, pp. L44-L47.
  43. ^ Robert Sanders, Milky Way galaxy is warped and vibrating like a drum , UCBerkeley News, 9 gennaio 2006. URL consultato il 24 maggio 2006 .
  44. ^ GR Bell, SE Levine, Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 29, n. 2, 1997, p. 1384.
  45. ^ RA Gerber, SA Lamb, DS Balsara, Ring Galaxy Evolution as a Function of "Intruder" Mass , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 26, 1994, p. 911.
  46. ^ ISO unveils the hidden rings of Andromeda , Esa Science News, 14 ottobre 1998. URL consultato il 24 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 28 agosto 1999) .
  47. ^ Spitzer Reveals What Edwin Hubble Missed , su cfa.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 31 maggio 2004. URL consultato il 6 dicembre 2006 .
  48. ^ MA Barstow, Irregular Galaxies , su star.le.ac.uk , University of Leicester, 2005. URL consultato il 5 dicembre 2006 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2012) .
  49. ^ S. Phillipps, MJ Drinkwater, MD Gregg, JB Jones, Ultracompact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster [ collegamento interrotto ] , in The Astrophysical Journal , vol. 560, n. 1, 2001, pp. 201-206.
  50. ^ Kimm Groshong, Strange satellite galaxies revealed around Milky Way , NewScientist, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 15 novembre 2006) .
  51. ^ Galassie "fagiolino" contengono buchi neri in estinzione Archiviato il 28 luglio 2013 in Internet Archive .
  52. ^ a b c Dinamica delle galassie a spirale ( PDF ) [ collegamento interrotto ] , su fisica.uniroma2.it . URL consultato il 24 giugno 2008 .
  53. ^ a b c Jim Imamura, Mass of the Milky Way Galaxy , su zebu.uoregon.edu , University of Oregon, 10 agosto 2006. URL consultato il 10 maggio 2007 (archiviato dall' url originale il 1º marzo 2007) .
  54. ^ a b Messier 64 , su messier.seds.org . URL consultato il 26 giugno 2008 .
  55. ^ a b c Galaxy Interactions , su astro.umd.edu , University of Maryland Department of Astronomy. URL consultato il 19 dicembre 2006 (archiviato dall' url originale il 9 maggio 2006) .
  56. ^ a b c Interacting Galaxies , su cosmos.swin.edu.au , Swinburne University. URL consultato il 19 dicembre 2006 .
  57. ^ 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 .
  58. ^ News Release - heic0809: Black hole found in enigmatic Omega Centauri , su spacetelescope.org , Hubble Information Center, 2 aprile 2008. URL consultato l'8 aprile 2008 .
  59. ^ Happy Sweet Sixteen, Hubble Telescope! , su hubblesite.org , NASA, 24 aprile 2006. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  60. ^ a b Starburst Galaxies , su chandra.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  61. ^ RC Kennicutt Jr., JC Lee, JG Funes, S. Shoko, S. Akiyama, Demographics and Host Galaxies of Starbursts , Starbursts: From 30 Doradus to Lyman Break Galaxies , Cambridge, UK, Dordrecht: Springer, 6–10 settembre 2004, pp. 187-. URL consultato l'11 dicembre 2006 .
  62. ^ 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 (archiviato dall' url originale il 7 luglio 2012) .
  63. ^ Bill Keel, Starburst Galaxies , su astr.ua.edu , University of Alabama, settembre 2006. URL consultato l'11 dicembre 2006 .
  64. ^ a b William C. Keel, Introducing Active Galactic Nuclei , su astr.ua.edu , The University of Alabama, 2000. URL consultato il 6 dicembre 2006 .
  65. ^ a b J. Lochner, M. Gibb, A Monster in the Middle , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA. URL consultato il 20 dicembre 2006 .
  66. ^ a b TM 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.
  67. ^ LC Ho, AV Filippenko, WLW Sargent, A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. V. Demographics of Nuclear Activity in Nearby Galaxies , in Astrophysical Journal , vol. 487, 1997, pp. 568-578.
  68. ^ a b Search for Submillimeter Protogalaxies , su cfa.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 18 novembre 1999. URL consultato il 10 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 17 ottobre 2006) .
  69. ^ S. Beckwith, R. Somerville, M. Stiavelli, Space Telescope Science Institute Newsletter ( PDF ), vol. 20, n. 4. URL consultato il 29 giugno 2008 (archiviato dall' url originale il 27 giugno 2008) .
  70. ^ R. McMahon, Journey to the birth of the Universe , in Nature , vol. 443, 2006.
  71. ^ 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, per 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.
  72. ^ OJ Eggen, D. Lynden-Bell, AR Sandage, Evidence from the motions of old stars that the Galaxy collapsed , in Reports on Progress in Physics , vol. 136, 1962, p. 748.
  73. ^ L. Searle, R. Zinn, Compositions of halo clusters and the formation of the galactic halo , in Astrophysical Journal , vol. 225, n. 1, 1978, pp. 357-379.
  74. ^ Ferreting Out The First Stars , in Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , 22 settembre 2005. URL consultato il 5 settembre 2006 .
  75. ^ A. Heger, SE Woosley, The Nucleosynthetic Signature of Population III , in Astrophysical Journal , vol. 567, n. 1, 2002, pp. 532-543.
  76. ^ R. Barkana, A. Loeb, In the beginning: the first sources of light and the reionization of the universe , in Physics Reports , vol. 349, n. 2, 1999, pp. 125-238.
  77. ^ R. Villard, F. Samarrai, T. Thuan, G. Ostlin, Hubble Uncovers a Baby Galaxy in a Grown-Up Universe , HubbleSite News Center, 1º dicembre 2004. URL consultato il 1º gennaio 2007 .
  78. ^ D. Weaver, R. Villard, Hubble Finds 'Dorian Gray' Galaxy , HubbleSite News Center, 16 ottobre 2007. URL consultato il 16 ottobre 2007 .
  79. ^ Simulations Show How Growing Black Holes Regulate Galaxy Formation , Carnegie Mellon University, 9 febbraio 2005. URL consultato il 7 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2012) .
  80. ^ 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 (archiviato dall' url originale il 7 settembre 2012) .
  81. ^ Masafumi Noguchi, Early Evolution of Disk Galaxies: Formation of Bulges in Clumpy Young Galactic Disks , vol. 514, n. 1, Astrophysical Journal, 1999, pp. 77-95. URL consultato il 16 gennaio 2007 .
  82. ^ C. Baugh, C. Frenk, How are galaxies made? , su physicsweb.org , Physics Web, maggio 1999. URL consultato il 16 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 4 giugno 2012) .
  83. ^ 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 .
  84. ^ a b Christopher J. Conselice, The Universe's Invisible Hand , in Scientific American , vol. 296, n. 2, febbraio 2007, pp. 35-41.
  85. ^ H. Ford et al , Hubble's New Camera Delivers Breathtaking Views of the Universe , Hubble News Desk, 30 aprile 2002. URL consultato l'8 maggio 2007 .
  86. ^ Curtis Struck, Galaxy Collisions , in Galaxy Collisions , vol. 321, 1999.
  87. ^ Janet Wong, Astrophysicist maps out our own galaxy's end , University of Toronto, 14 aprile 2000. URL consultato l'11 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale l'8 gennaio 2007) .
  88. ^ Heavens, Panter, Jimenez and Dunlop, The star-formation history of the Universe from the stellar populations of nearby galaxies , in Nature , vol. 428, n. 6983, 2004, pp. 625-627.
  89. ^ RC Kennicutt Jr., P. Tamblyn, CE Congdon, Past and future star formation in disk galaxies , in Astrophysical Journal , vol. 435, n. 1, 1994, pp. 22-36.
  90. ^ GR Knapp, Star Formation in Early Type Galaxies , 1999, ISBN 1-886733-84-8 .
  91. ^ 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 .
  92. ^ a b 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 .
  93. ^ TH Jarrett, Large Scale Structure in the Local Universe: The 2MASS Galaxy Catalog" , in PASA , vol. 21, 2004, p. 396 (archiviato dall' url originale il 24 agosto 2007) .
  94. ^ Il termine "galassia di campo" è talvolta usato per indicare una galassia isolata, sebbene lo stesso termine è usato anche per descrivere galassie che non appartengono ad un ammasso, ma potrebbero essere membri di un gruppo di galassie.
  95. ^ Maggie McKee, Galactic loners produce more stars , su newscientist.com , New Scientist, 7 giugno 2005. URL consultato il 15 gennaio 2007 .
  96. ^ Groups & Clusters of Galaxies , su chandra.harvard.edu , NASA Chandra. URL consultato il 15 gennaio 2007 .
  97. ^ Paul Ricker, When Galaxy Clusters Collide , su npaci.edu , National Partnership for Advanced Computational Infrastructure. URL consultato il 15 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale l'11 gennaio 2007) .
  98. ^ Michael Dahlem, Optical and radio survey of Southern Compact Groups of galaxies , su atnf.csiro.au , University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group, 24 novembre 2006. URL consultato il 15 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 13 giugno 2007) .
  99. ^ Trevor Ponman, Galaxy Systems: Groups , su sr.bham.ac.uk , University of Birmingham Astrophysics and Space Research Group, 25 febbraio 2005. URL consultato il 15 gennaio 2007 (archiviato dall' url originale il 15 febbraio 2009) .
  100. ^ M. Girardi, G. Giuricin, The Observational Mass Function of Loose Galaxy Groups [ collegamento interrotto ] , in The Astrophysical Journal , vol. 540, n. 1, 2000, pp. 45-56.
  101. ^ John Dubinski, The Origin of the Brightest Cluster Galaxies , in Astrophysical Journal , vol. 502, n. 2, 1998, pp. 141-149.
  102. ^ Neta A. Bahcall, Large-scale structure in the universe indicated by galaxy clusters , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 26, 1988, pp. 631-686.
  103. ^ N. Mandolesi, P. Calzolari, S. Cortiglioni, F. Delpino, G. Sironi, Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background , in Letters to Nature , vol. 319, 1986, pp. 751-753.
  104. ^ Il Gruppo Locale di galassie , su astrolink.mclink.it . URL consultato il 29 maggio 2008 .
  105. ^ Sidney van den Bergh, Updated Information on the Local Group , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 112, n. 770, 2000, pp. 529-536.
  106. ^ RB Tully, The Local Supercluster , in Astrophysical Journal , vol. 257, 1982, pp. 389-422.
  107. ^ Bruce Sterling, "Science fiction" , su britannica.com , Encyclopædia Britannica , 2008. URL consultato il 26 giugno 2008 .
  108. ^ a b ( EN ) The Star Wars Nav Computer , su lowlight.com . URL consultato il 22 giugno 2008 (archiviato dall' url originale il 12 aprile 2008) .
  109. ^ THE STARGATE OMNIPEDIA , su gateworld.net . URL consultato il 22 giugno 2008 (archiviato dall' url originale il 15 settembre 2008) .
  110. ^ a b Stargate Seasons , su stargate.mgm.com . URL consultato il 22 giugno 2008 .
  111. ^ Sharon Gosling, Stargate Atlantis: The Official Companion Season 1 , London, Titan Books, 2005, pp. 10 -19, ISBN 1-84576-116-2 .
  112. ^ ( EN ) GateWorld - THE STARGATE FAQ: What differences are there between the movie and the TV series?, FAQ at GateWorld , su gateworld.net (archiviato dall' url originale il 20 luglio 2008) .

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy , 3ª ed., Boston, McGraw-Hill, 2007, ISBN 0-07-321369-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • Fulvio Melia, Il buco nero al centro della nostra galassia , Torino, Bollati Boringhieri, 2005, ISBN 88-339-1608-1 .
  • W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Testi specifici

  • ( EN ) Terence Dickinson, The Universe and Beyond , 4th, Firefly Books Ltd., 2004, ISBN 1-55297-901-6 .
  • ( EN ) James Binney, Michael Merrifield, Galactic Astronomy , Princeton University Press, 1998, ISBN 0-691-00402-1 .
  • ( EN ) Sidney Bergh, The Galaxies of the Local Group , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65181-6 .
  • ( EN ) Linda S. Sparke, Galaxies in the Universe: An Introduction , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-59740-4 .
  • ( EN ) James Binney, Galactic Dynamics , 2ª ed., Princeton University Press, 2008, ISBN 0-691-13027-2 .

Carte celesti

Voci correlate

Generali

Strutture e morfologie

Galassie brillanti o importanti

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