POPOLAZIONE I

NUBI DI POLVERE

IDROGENO NEUTRO

NUBI DI GAS OTTICHE

AMMASSI APERTI

La galassia di AndromedaQuesta grande galassia a spirale è stata una sorta di laboratorio per lostudio dell'evoluzione di stelle e galassie, ma ancora oggi presentadegli enigmi: per esempio, come sono disposti i suoi bracci a spirale?

POPOLAZIONE

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E

ra l'anno 1611. Nelle città europeepattuglie di guardie compivanola loro ronda notturna. Le fiam-

me delle loro candele erano schermatedal vento e dalla pioggia in lanterne le cuifacce avevano una sottile protezione dicorno. L'astronomo bavarese Simon Ma-rius puntò il proprio telescopio verso unamacchia nebulosa di luce nella regione delcielo occupata dalla costellazione di An-dromeda e ne paragonò la nebulosità a«una candela vista di notte attraverso unalastra di corno».

La sua descrizione fornisce una buonaidea di come appare a chi è fornito di unpiccolo telescopio l'oggetto chiamatooggi «galassia di Andromeda», ma non èsufficiente a dare un'idea di quale ruoloabbia avuto la galassia di Andromeda nel-la storia dell'astronomia. La galassia diAndromeda appare attraverso i granditelescopi moderni come una gigantescagalassia a spirale. Si pensa che abbia lastessa forma della nostra galassia, la ViaLattea. Una differenza è che la galassia diAndromeda sembra due volte più grande:può contenere fino a 400 miliardi di stel-le. A una distanza di due milioni di anniluce dal sistema solare, è la galassia aspirale più vicina alla nostra ed è la solaspirale gigante abbastanza vicina a noi dapoter essere osservata nei particolari. Lastessa Via Lattea è meno comoda perun'esplorazione globale, perché, vistadalla Terra, la sua struttura è coperta da

di Paul W. Hodge

nubi di polvere. Si deve perciò alla galas-sia di Andromeda gran parte di ciò cheoggi sappiamo su problemi quali l'evolu-zione delle stelle, la rotazione delle galas-sie e la scala delle distanze nell'universo.Si stanno studiando sorgenti di raggi Xnella galassia e sorgenti radio. Con la co-struzione di nuovi telescopi terrestri e inorbita, la galassia di Andromeda diventaun obiettivo primario di esplorazione.

La prova della distanza

Il primo studio moderno della galassiadi Andromeda è stato eseguito quasi 100anni fa, quando la tecnica fotografica perla prima volta consentì di registrúe lucetroppo debole per essere vista a occhionudo e quindi di sondare più a fondo lospazio. Le prime fotografie riprese daIsaac Roberts con un telescopio da 20pollici mostrarono la struttura a spiraledella galassia di Andromeda: le fotografiesuggerivano inoltre la presenza di stelledeboli nelle regioni esterne della spirale,ma tale indizio fondamentale della naturadell'oggetto a quel tempo non vennecompreso. La Grande Nebulosa di An-dromeda fu ritenuta una nube di gas chepoteva alla fine condensare per formareuna stella con un sistema planetario. Pa-reva fosse la più grande, la più brillante eperciò probabilmente la più vicina tracentinaia di nebulose simili.

L'idea dell'esistenza di sistemi stellari al

di fuori della Via Lattea fu avanzata daparecchi ricercatori, tra i quali Edwin P.Hubble del Mount Wilson Observatory.Nel 1925 Hubble dimostrò che la piccolamodesta nebulosaNGC 6822 è una lontanaaggregazione di stelle. Contemporanea-mente la sua attenzione era concentrataprincipalmente sulla grande spirale di An-dromeda, che fu l'oggetto del suo articolofondamentale, A Spirai Nebula as a StellarSystem, pubblicato nel 1929. Le molte fo-tografie dell'oggetto riprese da Hubblemostrano un'enorme e informe macchialuminosa circondata da stretti bracci a spi-rale formati da nubi di polvere, da ammassistellari e da migliaia di punti luminosi, cia-scuno dei quali rappresentava una stella.

La dimostrazione di Hubble della gran-de distanza della nebulosa di Andromedaderivò dalla sua scoperta di 40 stelle pul-santi nella spirale. L'esame di successivefotografie della galassia mostrò che le stel-le brillavano e si oscuravano periodica-mente. Hubble riconobbe che le stelleerano variabili Cefeidi, che si trovano an-che nella Via Lattea. Harlow Shapley ave-va già mostrato che le variabili Cefeidi sipotrebbero usare come regoli astronomi-ci: la luminosità intrinseca di una variabileCefeide è proporzionale al periodo tra ilbagliore e l'oscuramento, mentre ovvia-mente la sua luminosità è proporzionale alquadrato della distanza della stella. Utiliz-zando la calibrazione di Shapley della re-lazione tra il periodo e la luminosità intrin-seca, Hubble concluse che la spirale diAndromeda deve trovarsi a quasi un mi-lione di anni luce dalla Terra, molto oltre ilbordo della Via Lattea. Successive ricer-che hanno mostrato che la galassia di An-dromeda si trova in realtà a una distanzapiù che doppia di quella calcolata da Hub-ble. Ritornerò più avanti sull'argomento.

Confrontando una sequenza di fotogra-fie, Hubble scoprì anche 63 stelle cheaumentavano di colpo la loro luminositàper poi spegnersi lentamente. Si trattadelle nove. Oggi si ritiene che i bagliori diluce vengano emessi quando del gas sfug-ge da una stella gigante, cade sulla super-ficie di una stella compagna calda e densaed esplode in un improvviso evento difusione nucleare. In effetti la superficie diuna stella compagna diventa una bombaall'idrogeno. Le nove della Via Lattea

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Questo diagramma «a pezzi smontati» mostra la distribuzione dei principali tipi di oggetti nellagalassia di Andromeda. Per ogni elemento dell'illustrazione la linea tratteggiata verticale contras-segna il centro della galassia e la direzione orizzontale corrisponde all'asse maggiore dell'immagi-ne a forma di disco della galassia che appare nel cielo. Le stelle della Popolazione I (elemento inalto) sono giovani e blu. Esse sono disposte secondo segmenti che fanno pensare a una forma aspirale molto imperfetta. Lo schema dell'illustrazione riflette l'interpretazione dell'autore sulladistribuzione delle stelle. Le stelle della Popolazione II (secondo elemento) sono vecchie e rosse.Esse formano la protuberanza luminosa centrale della galassia e in misura minore il discogalattico. Si estendono nell'illustrazione fino a un raggio di circa 130 00 anni luce, che le pone al dilà dell'immagine ottica della galassia nella fotografia della pagina successiva. Le stelle dellaPopolazione II formano anche gli ammassi globulari (non indicali), diffusi al di sopra e al di sotto delpiano della galassia. Le nubi di polvere (terzo elemento) sono visibili perché colorano di rosso oaddirittura bloccano la luce delle stelle dietro di loro. La loro distribuzione è massima verso nord-est(la sinistra nell'illustrazione). L'idrogeno non ionizzato (quarto elemento) viene rivelato dalla suaemissione nella regione radio dello spettro elettromagnetico. La sua distribuzione ha la forma diuna ciambella. L'evidenza della formazione delle stelle viene fornita dalle nubi di gas ottiche(quinto elemento) che diventano luminose in prossimità di giovani stelle calde. La loro distribuzio-ne copre più o meno la stessa regione dei segmenti di bracci a spirale. Gli ammassi aperti (elementoin basso) sono aggregati diffusi di stelle della Popolazione I senza una chiara forma a spirale.

La ricchezza di oggetti nella galassia di Andromeda è suggerita dalla fotografia in alto, che mostrauna piccola parte della galassia. La mappa in basso identifica alcuni degli oggetti. Sia gli «ammassiaperti» sia gli «ammassi globulari» sono aggregati di stelle. Nella Via Lattea i primi sono piùgiovani e meno compatti degli ultimi, ma la distinzione è meno chiara per gli ammassi dellagalassia di Andromeda. Ogni ammasso della galassia di Andromeda appare semplicemente comeuna macchia luminosa. Le «associazioni stellari» sono aggregati diffusi di stelle giovanissime. Lafotografia è stata eseguita con il telescopio da quattro metri del Kitt Peak National Observatory.

La galassia di Andromeda è disposta nel cielo da nord-est a sud-ovestnell'emisfero settentrionale. Il suo piano è obliquo rispetto alla Terra,per cui la parte più vicina della galassia è il bordo settentrionale del suodisco. La fotografia, ripresa con il telescopio Schmidt da 48 pollici diMonte Palomar, è stampata in negativo, quindi le parti scure dellagalassia sono formate da stelle. Le parti bianche sono formate dapolvere, che nasconde le stelle retrostanti. Sulla destra della protube-ranza centrale della galassia risalta una striscia di polvere. Il punto nero

sotto al rigonfiamento centrale, è M32, una galassia compagna. Unaseconda galassia compagna, NGC 205, si trova sotto, sulla destra delrigonfiamento centrale. Altre due galassie compagne sono esterne alcampo visivo. Il diametro di questa immagine della galassia di Andro-meda è di circa 125 000 anni luce e la galassia è a due milioni di anni lucedalla Terra. La galassia sottende perciò un angolo di tre gradi nel cielo,pari a sei volte l'angolo sotteso dalla Luna. Il rettangolo in nero delimitala parte della galassia fotografata nella immagine della pagina a fronte.

rivelano che alla massima luminosità talioggetti hanno all'incirca la stessa lumino-sità delle più brillanti stelle normali. Nellagalassia di Andromeda Hubble scoprì chele nove erano alquanto deboli, ma ciònonostante avevano circa la stessa lumi-nosità delle stelle più brillanti della galas-sia. Questa era una ulteriore prova dellagrande distanza della galassia.

Nel 1885 era stato osservato presso ilcentro della nebulosa di Andromeda unaltro evento identificato come una nova.Alla sua massima luminanza essa erastrao-rdinariamente luminosa. In realtà, lasi poteva quasi vedere a occhio nudo. Inseguito l'evento, chiamato S Andromeda,venne citato come prova che la nebulosadeve trovarsi all'interno della nostra galas-sia. Diversamente, si affermava, S Andro-meda avrebbe dovuto essere molto più bril-

lante per essere una nova. Le ricerche ese-guite da Hubble sulle molte nove dellagalassia di Andromeda lo convinsero che SAndromeda apparteneva a un'eccezionaleclasse di esplosioni stellari che proprio inquel periodo si stavano scoprendo. Oggiesse sono chiamate supernove. Del tuttodiversamente dalle comuni nove, le super-nove sono esplosioni che distruggono unastella. Finora S Andromeda è la sola super-nova osservata nella galassia di Androme-da. La statistica su altre galassie suggerisceche non dovremmo stupirci se un giornodovessimo vederne un'altra.

Le scoperte di Baade

L'altro ricercatore che ha avuto una par-te importante nell'esplorazione della galas-sia di Andromeda è stato Walter Baade,

che esplorò in modo sistematico la galas-sia con il telescopio da 100 pollici di Mon-te Wilson. Le sue ricerche condussero adue scoperte che rivoluzionarono comple-tamente le nostre conoscenze sulle stel-le e la scala delle distanze nell'universo.

La prima scoperta risale al 1944. In queltempo B aade era cittadino tedesco e nonpoté quindi partecipare alle azioni bellicheamericane. Ciò ne fece pressoché l'unicoutilizzatore del telescopio da 100 pollici egli concesse molto tempo per sperimenta-re le nuove emulsioni fotografiche e i filtriottici di vari colori. Durante la guerra lavicina città di Los Angeles era soggetta aoccasionali oscuramenti difensivi. In talinotti il cielo era insolitamente buio e B aa-de fu in grado di ottenere ottime fotografiedella galassia di Andromeda, registrando-ne aspetti sempre più deboli.

B aade cercava di capire perché i bracci aspirale della galassia di Andromeda eranoben risolti in singole stelle nelle fotografiedella galassia, mentre la regione luminosacentrale informe era priva di risoluzionepersino nelle migliori lastre fotografichedi Hubble. La luce della regione centraleproveniva indubbiamente da milioni distelle. Perché non se ne poteva vederenemmeno una? A complicare il mistero siaggiunsero quattro piccole galassie al-quanto informi compagne della spiralegigante (due sono più vicine e due piùlontane), e anch'esse non si potevano ri-solvere in stelle.

Alla fine B aade tentò una fortunatacombinazione: emulsioni fotografiche sen-sibili alla luce rossa, un filtro rosso, condi-zioni atmosferiche perfette, l'oscuramen-to di Los Angeles e tempi di esposizioneestremamente lunghi. Le fotografie cheottenne non solo risolvevano le stelle nellamacchia centrale della galassia di Andro-meda e nelle quattro galassie compagne,ma consentirono a B aade di distingueredue popolazioni stellari. Le stelle invisibiliche ora apparivano sulle lastre di B aadeerano stelle giganti rosse, grandi, ma cio-nondimeno troppo deboli per essere risol-te dalle emulsioni precedentemente im-piegate. Esse appartenevano a una classedi stelle che B aade chiamò Popolazione II.Per Baade tali stelle erano le stesse checostituiscono aggregati della Via Latteachiamati ammassi globulari.

Le stelle della Popolazione II sono piùnumerose nel centro della galassia di An-dromeda e negli ammassi globulari di talegalassia, che sono diffusi in un volumesferico che si estende sopra e sotto il pianodel disco galattico. Per quanto riguarda lamassa (ma non la luminosità) esse sonoprobabilmente predominanti in tutta lagalassia di Andromeda. Successive ricer-che eseguite da Baade, dai suoi studenti eda altri mostrarono che le stelle della Po-polazione II hanno tutte circa 12 miliardidi anni, il che le rende quasi della stessa etàdell'universo. Al contrario, la Popolazio-ne I comprende le luminose stelle blu checostituiscono i bracci a spirale della galas-sia di Andromeda. Si ritiene che tali stellesiano giovani. La Popolazione I compren-de anche il gas e la polvere che tendono aoffuscare le brillanti stelle blu.

Anche la seconda scoperta di Baadeordine di importanza riguardava la galas-sia di Andromeda. Gli ammassi globularidella Via Lattea comprendono alcunevariabili Cefeidi e Shapley le aveva im-piegate per calibrare la relazione generaletra il periodo e la luminosità delle Cefeidi.B aade fece però notare che negli ammassiglobulari della Via Lattea le stelle gigantirosse più luminose avevano all'incirca lastessa luminosità apparente delle variabiliCefeidi con periodi compresi tra 30 e 40giorni. Nella galassia di Andromeda, in-vece, le più luminose giganti rosse eranopiù deboli di questo tipo di Cefeidi chenon fanno parte degli ammassi globulari.

La soluzione di questa discrepanza èstata annunciata al congresso dell'Unioneastronomica internazionale tenutosi aRoma nel 1952, durante il quale Baade

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L'emissione radio della galassia di Andromeda a una lunghezza d'ondadi 11 centimetri è visualizzata da un elaboratore del Rheinisches Lan-desmuseum di Bonn nella Germania Occidentale. Il rosso indica lamassima intensità e il violetto la minima. Quindi la più intensa sorgenteemittente è al centro della galassia, una posizione probabilmente rile-vante per la concentrazione dei resti di stelle esplose. La simmetria

complessiva dello schema è prodotta da sorgenti a circa 30 000 anniluce dal centro della galassia. Tale distanza caratterizza anche la distri-buzione di nubi di gas caldi presenti nelle regioni di formazione distelle. I dati sono stati ricavati con il radiotelescopio da 100 metri diEffelsberg nella Germania Occidentale da Rainer Beck, Elly Berkhuij-sen e Richard Wielebinski del Max Planck Institut fiir Radioastronomie.

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PERIODO (GIORNI)100

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La differenza di luminosità tra le stelle variabili Cefeidi della galassia di Andromeda e quelle dellaGrande Nube di Magellano (una piccola galassia compagna della Via Lattea) permette dicalcolare la distanza della galassia di Andromeda. La luminosità di ciascuna di tali stelle dellaGrande Nube di Magellano varia con una periodicità (asse orizzontale) proporzionale allaluminanza. Le Cefeidi della galassia di Andromeda mostrano lo stesso comportamento, ma lestelle appaiono più deboli a causa della loro maggiore distanza. In particolare, una differenza dicinque magnitudini indica una differenza di un fattore 100 nella luminanza e la differenza di unfattore 10 nella distanza. La Grande Nube di Magellano sii trova a 200 000 anni luce dalla Terra.

mostrò che le variabili Cefeidi degliammassi globulari della Via Lattea sonoun particolare tipo di stelle che si trovanosoltanto fra le stelle della Popolazione II.Non sono le stesse variabili Cefeidi deibracci della spirale della galassia di An-dromeda né quelle della Via Lattea. LeCefeidi degli ammassi globulari sono in-trinsecamente circa quattro volte piùdeboli delle Cefeidi dei bracci della spira-le con lo stesso periodo di variazione. Dalmomento che la luminosità apparente diun oggetto è proporzionale al quadratodella distanza, ne consegue che le Cefeidistudiate da Hubble nella galassia di An-dromeda devono trovarsi a distanza dop-pia di quella da lui calcolata. Le di-stanze stimate di tutte le galassie dipen-devano dal ragionamento logico di Hub-ble e quindi la seconda scoperta di B aaderaddoppiò le dimensioni dell'universo.

La formazione delle stelle

L'interesse di Baade per le popolazionistellari lo portò a notare che il gas e la polverenella galassia di Andromeda parevano asso-

ciati quasi esclusivamente a stelle della Po-polazione I. Tale associazione era una provacircostanziata che il gas e la polvere contrad-distinguono le regioni in cui si stanno for-mando le nuove stelle. In breve, le stelle bluluminose della Popolazione I sono giovaniperché una stella con la loro luminosità nonavrebbe potuto mantenere a lungo una taleemissione di energia. È quindi evidente che ilgas e la polvere forniscono la materia primadalla quale si formano le stelle. Le particelledi polvere possono essere siti di accumuloper il gas.

Nel tentativo di scoprire come si for-mano le stelle e come sono disposte in unagalassia a spirale le regioni di formazionestellare, Baade esaminò la distribuzionedelle nubi di gas caldo. Tali nubi sonoilluminate dalle luminose stelle giovaniche vi si trovano, ma assorbono luce e lariemettono soltanto a certe lunghezzed'onda, che corrispondono in energia aeccitazioni degli elettroni atomici del gas.Eseguendo fotografie con filtri che lascia-vano passare solo luce di tali lunghezzed'onda, Baade fu in grado di stendere unamappa delle posizioni di 688 nubi di gas

della galassia di Andromeda e scoprì cheerano concentrate nei bracci della spirale.Esse erano più dense alla distanza medialungo i bracci, da 30 000 a 40 000 anniluce dal centro della galassia. È per talemotivo che le luminose stelle blu sonopresenti in maggior numero ed è quindianche in tali regioni che si stanno forman-do oggi le stelle più nuove della galassia.

Con lo sviluppo della radioastronomiasi sono resi disponibili nuovi metodi peresaminare la formazione delle stelle. Ilprogresso più importante è stata la sco-perta dell'emissione radio dell'idrogenomolecolare gassoso neutro, o non ionizza-to, a una lunghezza d'onda di 21 centime-tri. Ogni fotone, o quanto, dell'emissionenasce quando il momento angolare intrin-seco dell'elettrone in un atomo di idroge-no si inverte rispetto a quello del protonedell'atomo. È anche necessario che l'a-tomo si trovi nel suo stato di minimaenergia e quindi gli atomi di idrogeno cheemettono la radiazione non possono en-trare spesso in collisione. (Le collisioniecciterebbero gli atomi di idrogeno a li-velli energetici più elevati.) Le sorgenti diradiazione da 21 centimetri sono quindifredde e sottili nubi di gas.

Lo studio fondamentale dell'idrogenoneutro risale al 1966, quando Morton S.Roberts del National Radio AstronomyObservatory utilizzò il radiotelescopio da300 piedi di Green Bank (West Virginia),per accumulare dati per la compilazione diuna mappa ad alta risoluzione della radia-zione da 21 centimetri della galassia diAndromeda. Roberts scoprì che la distri-buzione dell'idrogeno neutro, anziché a undisco gassoso coincidente con la distribu-zione galattica delle stelle, rassomigliava auna gigantesca ciambella con un foro nelcentro e una densità massima a circa 40 000anni luce dal centro, una distanza che corri-sponde sia alla parte più luminosa dei braccia spirale sia alla massima concentrazionedelle nubi di gas disegnate da Baade. Entroquesti limiti le distribuzioni dell'idrogenocaldo e freddo coincidono.

Al di là della parte più spessa dellaciambella, le due distribuzioni sono diver-se. Le nubi di gas caldo svaniscono a circa50 000 anni luce, mentre l'idrogeno neu-tro freddo si poteva rivelare fino a duevolte tale distanza. Oggi sappiamo chequesta disposizione è molto comune nellespirali giganti e si sa che è il risultato divarie cause. Nella regione interna di unatale galassia predominano le stelle dellaPopolazione II. La formazione stellare sicompletò molto tempo fa ed è rimastopoco gas. Nella regione centrale, dove ilgas è ancora abbondante, il passaggio dionde d'urto nella concentrazione del gasinnesca evidentemente la condensazionedi nuove stelle. Nella regione esterna talionde d'urto sono deboli o assenti, e quin-di la densità rimane troppo bassa per farcondensare nuove stelle.

Negli ultimi anni si è appreso ancora dipiù sulla distribuzione dell'idrogeno neu-tro grazie allo sviluppo di radiotelescopi,nei quali i segnali provenienti da numero-se antenne paraboliche vengono elaboratiper dare una risoluzione uguale a quella

che darebbe un telescopio le cui dimen-sioni fossero uguali alla distanza tra leantenne. I primi studi completati con que-sta nuova generazione di strumenti com-prendono le ricerche di D. T. Emerson edei suoi colleghi dell'Università di Cam-bridge, che fecero uso del CambridgeHalf-Mile Telescope per dimostrare che ilforo nella ciambella di idrogeno neutrodella galassia di Andromeda si estendefino a una distanza di circa 12 000 anniluce dal centro della galassia. Al di là ditale distanza le distribuzioni dell'idroge-no e della polvere sembrano coincidere.D'altra parte, i ricercatori di Cambridgehanno trovato idrogeno a circa 105 000anni luce dal centro della galassia di An-dromeda lungo l'asse maggiore sud-occi-dentale della galassia. (La galassia siestende nel cielo da nord-est a sud-ovest.)L'idrogeno può quindi trovarsi più lonta-no dal centro di qualsiasi parte dell'im-magine ottica della galassia.

Le più recenti mappe dell'idrogeno

Uno studio ancor più dettagliato dell'i-drogeno neutro nella galassia di Andro-meda è stato ora condotto da EstabanBajaja del Westerbork Observatory, cheha fatto uso del Westerbork ApertureSynthesis Telescope olandese. Non tutti irisultati sono stati pubblicati, ma B ajajaha già scoperto una stretta corrisponden-za tra l'idrogeno e la polvere otticamentevisibile soltanto lungo l'asse maggiore

nord-orientale e quindi solo in mezza ga-lassia. Dalla parte opposta del centro del-la galassia la disposizione sia del gas chedella polvere è scarsamente definita.

B ajaja ha eseguito ricerche anche sulmoto dell'idrogeno neutro, scoprendoche devia da una traiettoria rigorosamen-te circolare. L'ipotesi più semplice sulmoto di una galassia a spirale è che tutti isuoi componenti ruotino attorno al mas-siccio centro della galassia. Si pensa chestelle della Popolazione II si siano forma-te molto prima che la maggior parte dellagalassia condensasse in un disco. Le loroorbite sono altamente ellittiche, mentre sipensa che le orbite di stelle giovani, delgas e della polvere del disco della Popola-zione I siano quasi circolari.

Le nuove scoperte mostrano chiaramen-te che questa ipotesi è talvolta del tuttoerrata. Dei tre bracci di idrogeno evidentinella metà nord-orientale della galassia diAndromeda, alcune parti del braccio piùinterno gravitano all'interno verso il centrodella galassia con una velocità di almeno100 chilometri al secondo. Ciò oltre al loromoto attorno al centro. La causa della velo-cità verso l'interno è un mistero. Il braccioimmediatamente più esterno non rivela taleeffetto. Forse il moto non circolare è corre-lato alla complessa dinamica di una defor-mazione del disco galattico? È causato dallegalassie compagne o qualche evento esplo-sivo ha distrutto in passato questa partedella galassia? La risposta è probabilmentecontenuta nei dati sempre più particolareg-

giati che i vari radiotelescopi stanno oggiraccogliendo.

Mentre lo strumento di Westerborkstava tracciando la mappa delle emissioniradio dell'idrogeno neutro a 21 centime-tri, un radiotelescopio a un solo piatto da100 metri nei pressi di Bonn nella Ger-mania Occidentale ha consentito a EllyBerkhuijsen e ai suoi colleghi del MaxPlanck Institut fiir Radioastronomie diricavare una mappa delle emissioni a 11centimetri e di dedurre la natura delle suesorgenti. In precedenza G. G. Pooley aCambridge aveva dimostrato che la mag-gior parte delle emissioni radio a 11 cen-timetri della galassia di Andromeda pro-viene dal centro della galassia e anche daparti dei bracci a spirale che appaionoluminosi nelle immagini ottiche.

Piet van der Kruit dell'Osservatorio diLeida e Yervant Terzian e Bruce Balick eloro collaboratori della Cornell Universityhanno confermato i risultati di Pooley adaltre lunghezze d'onda. Hanno dimostratoanche, dalle intensità relative della radia-zione a quelle lunghezze d'onda, che unagrande frazione della radiazione non po-trebbe essere termica. Una sorgente di ra-diazioni termiche, quale una nube di gascaldo, emette un rumore radio il cui spettropresenta una salita e una discesa caratteri-stiche determinate dalle dimensioni e dallatemperatura della nube. Le intensità regi-strate dai ricercatori della Cornell non siadattano a tale forma. Ciò vuol dire chegran parte della radiazione deve essere

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GAS DI IDROGENONEUTRO

NUBI DIPOLVERE

prodotta da qualche meccanismo non ter-mico. Potrebbe trattarsi, per esempio, dellaradiazione di sincrotrone che viene emessada elettroni in moto in un campo magneticocon velocità quasi uguale a quella della luce.La radiazione di sincrotrone comprendeonde elettromagnetiche di intensità quasiuguali che si estendono dai raggiX alle onderadio lunghe. Essa ha origine in luoghi neiquali vengono liberate grandi quantità dienergia, per esempio in prossimità di esplo-sioni di supernove e di oggetti supermassic-ci collassati (stelle di neutroni o buchi neri)che si ritiene siano quanto resta dopo taliesplosioni.

Le mappe di Berkhuijsen mostravanoche la radiazione termica origina per lamaggior parte in prossimità della ciambelladi idrogeno neutro, a circa 30 000 anni lucedal centro della galassia di Andromeda.quindi probabile che essa provenga dallenubi di gas caldo molto frequenti in quellaregione. La radiazione non termica ha unabase più ampia. Essa ha una sorgente conun picco ben netto nel centro della galassia,ma si estende più o meno allo stesso modofino a una distanza dal centro compresa tra40 000 e 50 000 anni luce. I resti di super-nove nella Via Lattea (e i sette resti scopertifinora nella galassia di Andromeda da VeraC. Rubin, Cidambi K. Kumar e W. Kent

SUD-OVEST

Ford, Jr., del Department of TerrestrialMagnetism della Carnegie Institution diWashington) hanno una distribuzione simi-le. Così la radiazione non termica si puòspiegare principalmente come l'insieme delrumore dei resti di supernove, tra le quali laspettacolare S Andromeda del 1885.

Altri oggetti

Si ritiene che l'involucro dell'atmosferaesterna di una stella vecchia o morente siaun tipo di nube di gas luminosa che ras-somiglia a un anello di fumo. L'anello èchiamato nebulosa planetaria, perché,pur essendo nebuloso, la sua immagine èsimile a quella di un pianeta in quanto ècompatta e a forma di disco. Benché B aa-de ne abbia scoperti cinque nella galassiadi Andromeda, oggetti di tal genere sonostati scoperti in gran numero in quellagalassia soltanto negli ultimi due o treanni. Holland Ford e George Jacoby del-l'Università della California a Los Ange-les hanno messo a punto nuove tecnichedi filtraggio e di intensificazione dell'im-magine per registrare immagini che sa-rebbero state troppo deboli perché B aaderiuscisse a registrarle. Con il telescopio da120 pollici del Lick Observatory hannoscoperto 315 nebulose planetarie e calco-

lano che nella galassia di Andromeda vene siano complessivamente circa 10 000.Dal momento che le nebulose planetariecaratterizzano le stelle morenti, costitui-scono una mappa del decadimento dellagalassia. Nella protuberanza al centro del-la galassia pare che muoiano circa cinquestelle per secolo. Negli ultimi miliardi dianni il gas liberato in questo modo do-vrebbe essersi accumulato in un disco gas-soso che ruota attorno alla protuberanza.I radioastronomi hanno scoperto un discocentrale di gas la cui massa è proprio vici-na a quella prevista.

Un'analoga applicazione dei modernifiltri e intensificatori d'immagine ha fattocompiere passi in avanti all'esplorazionedelle nubi di gas caldo della galassia diAndromeda. Una rassegna molto più va-sta dello sforzo di B aade degli anni cin-quanta è stata recentemente ultimata daun gruppo francese guidato da G. Courtésal telescopio da due metri dell'Osservato-rio dell'Alta Provenza. Le velocità misu-rate delle nubi, insieme alle velocità del-l'idrogeno neutro, forniscono oggi unchiaro quadro della rotazione della.galas-sia. Inoltre, la velocità di un oggetto inorbita dipende dalla quantità di massa al-l'interno dell'orbita e dalla massa nellevicinanze dell'oggetto orbitante, perciòdalle velocità orbitali di oggetti nella ga-lassia di Andromeda è possibile ricavarela distribuzione di massa della galassia. Itentativi più recenti di ricavare la massatotale portano a valori tra 200 miliardi e400 miliardi di volte la massa del Sole,circa il doppio della massa della Via Lat-tea. Anche in tal caso, la velocità orbitaledell'idrogeno nelle parti esterne dellagalassia di Andromeda indica che grandiquantità di materia invisibile possonoformare un enorme alone.

Un modo per verificare il valore attualedella massa della galassia di Andromedasarebbe quello di misurare l'interazionegravitazionale della massa della galassiacon qualche altro oggetto, preferibilmen-te oggetti a grande distanza dal centrodella galassia. Rendendosi conto che gliammassi globulari nella Popolazione IIdella galassia potrebbero essere gli ogget-ti necessari, F. D. A. Hartwick dell'Uni-versità di Victoria, Sidney van den B erghdell'Herzberg Institute of Astronomy diV ictoria e Wallace L. W. Sargent del Cali-fornia Institute of Technology hanno re-centemente condotto, in collaborazione,una ricerca degli ammassi globulari su la-stre fotografiche eseguita con il nuovotelescopio di quattro metri del Kitt PeakNational Observatory in Arizona. Hannocatalogato 355 probabili ammassi globu-1 ari, raddoppiando il numero preceden-temente scoperto dagli astronomi a co-minciare da Hubble. I 355 ammassi glo-bulari sono quasi il triplo di quelli deiquali è nota l'esistenza nella PopolazioneII della Via Lattea. L'abbondanza diammassi globulari costituisce di per sé laprova che la massa della galassia di An-dromeda è grande. Le orbite degli am-massi però non sono state ancora deter-minate, perciò la questione della massaotale rimane aperta.t

NORD- 50 000 CENTRO 50 000EST

ANNI LUCE

GALATTICO

ANNI LUCE

Qui sono messe a confronto le distribuzioni di polvere e di gas lungo l'asse maggiore della galassiadi Andromeda. Le particelle di polvere originano i luoghi nei quali il gas può formarsi e si pensapertanto che per la formazione delle stelle siano necessari entrambi i tipi di materia. Le distribu-zioni sono in discreto accordo verso il lato nord-est del disco, ma non verso il lato sud-ovest.

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10 000 ANNI LUCE

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La controversia del braccio a spirale nacque quando Halton C. Arp degli Hale Observatoriesvide nella galassia di Andromeda una forma a spirale a due bracci (in alto), mentre AgrisKalnajs del Mount StrOmlo Observatory in Australia osservò una forma a un solo braccio (inbasso), con il braccio che si estendeva verso l'esterno in direzione opposta. (La rotazione dellagalassia avviene in senso antiorario se si osserva il disco galattico dal basso.) I puntini indicanogli ammassi aperti, formati da stelle giovani, le quali costituiscono i segmenti del braccio a spirale.

È noto da uno studio degli spettri e deicolori dei più brillanti ammassi globularieseguito da van den Bergh che la storiaprimitiva della galassia di Andromeda deveessere stata enigmaticamente diversa dallastoria della Via Lattea. Nella Via Lattea gliammassi globulari delle regioni esternesono molto poveri di elementi pesanti. IlSole ne è molto più ricco. Tale differenzaviene solitamente interpretata come partedi uno schema generale. Le stelle antichedella Popolazione II sono formate quasiesclusivamente da idrogeno ed elio, glielementi creati in abbondanza nel primouniverso, mentre il disco più giovane dellestelle della Popolazione I comprendeframmenti di una moltitudine di stelle mo-renti, che hanno sintetizzato elementi pe-santi per fusione termonucleare. Sorpren-dentemente, gli spettri degli ammassi glo-bulari della galassia di Andromeda rivelanouna diversità negli schemi dell'abbondanzadi elementi pesanti e non esiste alcuna cor-relazione tra l'abbondanza di elementi pe-santi in un ammasso e la posizione del-l'ammasso nella galassia.

La controversia dei bracci a spirale

Nella galassia di Andromeda sono statiscoperti anche ammassi di un altro tipo. Sitratta di ammassi aperti, cioè di aggregatidiffusi di stelle. Gli ammassi aperti sonopiù giovani degli ammassi globulari egiacciono nel piano della galassia insiemeai resti della Popolazione I. A parte unpaio di esempi identificati da Hubble, essinon erano ancora stati scoperti nella ga-lassia di Andromeda. Tuttavia lo scorsoanno approfittai dell'ampio campo visivodel nuovo telescopio da quattro metri delKitt Peak National Observatory peresplorare la galassia e identificarne 403.

La maggior parte dei 403 sono larghipiù o meno 60 anni luce. Ciononostantemi hanno consentito di cominciare a trac-ciare la storia recente della formazionedelle stelle nella galassia di Andromeda.Il punto cruciale è la probabilità che lestelle di un ammasso aperto si forminotutte contemporaneamente. D'altra par-te, la distribuzione dei vari tipi di stellenell'ammasso cambia in un dato periododi tempo. Così un particolare gruppo didati statistici implica una particolare età.In questo modo ho dimostrato che la ra-pidità di formazione delle stelle è variatalungo il disco della galassia di Androme-da. Recentemente è stata insolitamentegrande fino a raggiungere circa 30 000anni luce dal centro, dove sono concen-trati idrogeno neutro e stelle brillanti.

Oggi si invocano gli ammassi aperti nel-la controversia sulla configurazione deibracci a spirale della galassia di Andro-meda. Il primo tentativo di delineare laforma dei bracci fu quello di Halton C.Arp degli Hale Observatories, che basò lasua ricerca sulla distribuzione di nubi digas nella galassia. Arp trovò che una spi-rale a due bracci con i bracci curvati nelladirezione in cui ruota la galassia era inbuon accordo con la distribuzione deipunti che rappresentavano i dati. Eglisuggerì che l'accordo imperfetto poteva

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