( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)
LE GALASSIE ATTIVE. Alcune galassie sono caratterizzate da violenti attività. Questa attività sono prodotte nel nucleo, che viene per questo motivo viene chiamato nucleo galattico attivo (AGN) . La luminosità dei nuclei galattici attivi possono essere estremamente elevate, a volte molto più elevate di quelle del resto della galassia. Sembra improbabile che una galassia potrebbe mantenere tale grande potenza a lungo. Pertanto si ritiene che galassie attive non formano una classe separata di galassie, ma piuttosto rappresenta uno stadio nell'evoluzione delle galassie normali. Tale attività appare in molte forme diverse. Alcune galassie hanno un nucleo di eccezionale luminosità simile ad una grande regione di idrogeno ionizzato. Queste possono essere giovani galassie, dove vicino al centro un gran numero di stelle si stanno formando e stanno evolvendosi in supernove. In altri nuclei la radiazione non può essere stata prodotta dalle stelle, e la fonte più plausibile di energia in questi nuclei è l'energia gravitazionale di un buco nero supermassiccio (massa> 108M⊙). In alcune galassie, le linee spettrali sono insolitamente larghe, è ciò indicata grandi velocità interne. Queste possono essere dovute sia velocità di rotazione in prossimità di un buco nero che causate da eventi esplosivi nel nucleo. In alcune galassie, sono stati osservati getti emessi dal nucleo. Molte galassie attive irradiano uno spettro non termico, apparentemente radiazione di sincrotrone prodotta da elettroni veloci in un campo magnetico . La classificazione delle galassie attive è stata sviluppata in maniera non sistematica, dal momento che molte di loro sono state scoperte solo di recente, e non sono state completamente studiate. Ad esempio, le galassie di Markarian catalogate da B. Y. Markarian in primi anni 1970 sono caratterizzate da una forte emissione ultravioletta. Molte galassie Markarian sono galassie di Seyfert; altri sono galassie in cui sono presenti burst dovuti a formazione stellare. Le galassie N formano un'altra classe molto simile al galassie di Seyfert. Due classi standard di galassie attive sono la galassie di Seyfert e le galassie radio. Le prime sono a spirali; le seconde sono ellittiche. Alcuni astronomi pensano che le galassie di Seyfert rappresentano la fase attiva di normali galassie a spirale e le galassie radio quella delle ellittiche. |
LE GALASSIE DI SEYFERT. Le galassie di Seyfert prendono il nome Carl Seyfert, che li ha scoperte nel 1943. Le loro caratteristiche più importanti sono un luminoso e puntiforme centrale nucleo e uno spettro che mostra ampie linee di emissione. Lo spettro continuo ha una componente non termico, che è più importante nell'ultravioletto. Si ritiene che le linee di emissione possano essere prodotte in nubi di gas in movimento vicino al nucleo con grandi velocità. Sulla base dello spettro, galassie Seyfert sono classificate come tipo 1 o 2. In uno spettro di una galassia di tipo 1, le righe permesse sono allargate (corrispondente ad una velocità di 104 km/s), molto più ampie rispetto alle linee proibite. In uno spettro di galassia di tipo 2, tutte le linee sono simili e più strette (103 km/s). Le transizioni tra questi tipi e casi intermedi sono state talvolta osservate. Si ritiene che tali differenze siano dovute al fatto che le linee consentite sono formate da gas denso vicino al nucleo, e le linee proibite a più gas diffuso più lontano dal nucleo. Nelle galassie di Seyfert di tipo 2 , il gas più denso è mancante o oscurato. Quasi tutte le galassie di Seyfert sono tipi di Hubble a spirali; le possibili eccezioni sono di tipo 2. Essi sono forti sorgenti infrarosse. Le galassie tipo 1 spesso mostrano una forte emissione di raggi X. Le vere galassie di Seyfert sono sorgenti radio relativamente deboli. Tuttavia, ci sono radiogalassie compatte con uno spettro ottico che è essenzialmente lo stesso di quello delle Galassie di Seyfert. Queste dovrebbero probabilmente essere classificate con le galassie di Seyfert. In generale, la forte radio emissione sembra venire con uno spettro di tipo 2. Si stima che circa l'1% di tutte le galassie a spirale luminose i sono galassie di Seyfert. La luminosità dei loro nuclei è circa 1036 -1038 W, dello stesso ordine come tutto il resto della galassia. Variazioni di luminosità sono comuni. RADIO GALASSIE. Per definizione, le radio galassie sono galassie che sono potenti sorgenti radio. L'emissione radio di una galassia radio è radiazioni di sincrotrone non termica. La luminosità della radio galassie è tipicamente 1033 -1038 W, e può quindi essere grande quanto il totale della luminosità di una galassia normale. Il problema principale per spiegare l' emissione radio è capire come gli elettroni e i campi magnetici sono prodotti, e, soprattutto, dove gli elettroni ottengono la loro energia. Le forme e le dimensioni delle regioni di emissioni radio delle radio galassie sono stati studiati fin dal 1950, quando i radio interferometri hanno raggiunto la risoluzione dei telescopi ottici. La caratteristica peculiare di un forte radiogalassia è la doppia struttura: ci sono due grandi regioni di emissioni radio sui lati opposti della galassia osservata. Le regioni delle emissioni radio di alcune radio galassie sono lontane tra loro di circa 6 Mpc, più dieci volte la distanza tra la Via Lattea e la galassia di Andromeda. Uno delle più piccole doppie sorgenti radio è la galassia M87, le cui due componenti sono pochi kpc distanti tra altro. La doppia struttura delle radio galassie sembra essere prodotta da espulsioni dal nucleo. Tuttavia, gli elettroni nei lobi radio non possono essere provenienti dal centro della galassia, perché perderebbero tutta la loro energia durante tale lungo transito. Pertanto gli elettroni devono essere continuamente accelerati all'interno delle regioni di emissione radio. All'interno dei lobi radio ci sono regioni quasi puntiforme, come pulti caldi. Questi sono generalmente situati simmetricamente rispetto al nucleo della galassia e sono apparentemente conseguenza delle espulsioni dal nucleo. Esistono anche radiogalassie con la "coda". Le loro radioemissioni derivano principalmente dal lato della radiogalassia che forma la coda la quale è spesso dieci volte più lunga del diametro della galassia. La coda è interpretata come la traccia lasciata dalla radiogalassia galassia nel suo moto nello spazio intergalattico. Un'altra particolarità rivelata dalle mappe radio è la presenza di getti, linee strette di emissione radio, di solito a partire dal nucleo e che si estendono ben al di fuori della galassia. Il più conosciuto è il getto M87, che è stato osservato anche come un getto ottico e a raggi X. Il jet osservato otticamente è circondato da una sorgente radio. Una sorgente radio simile si osserva sul lato opposto del nucleo, dove nessun jet ottico è visto. La nostra radio galassia più vicina, la galassia Centaurus A, ha anche un jet che si estende dal nucleo fino vicino al bordo della galassia. Osservazioni VLBI di getti radio hanno anche rivelato moti superluminali: in molte sorgenti compatte le componenti sembrano essere separare con una velocità più grande della velocità della luce. Dal momento che tali velocità sono impossibili secondo la Teoria della Relatività, le velocità osservate possono essere solo apparenti, e diversi modelli sono stati proposti per spiegarele. |
QUASAR Il primo quasar è stato scoperto nel 1963, quando Maarten Schmidt ha interpretato le righe di emissione ottiche della nota sorgente radio 3C273 come linee di emissione di idrogeno Balmer con uno redshift del 16%. Questi redshift elevati sono le caratteristiche più notevoli di un quasar. Cor- rettamente parlando, la parola quasar è l'abbreviazione di sorgente radio quasi stellare, e alcuni astronomi preferiscono utilizzare la denominazione QSO (oggetto quasi-stellare) dal momento che non tutte i quasar emettono onde radio. Otticamente i quasar appaiono quasi come sorgenti puntiformi, sebbene il miglioramento delle tecniche di osservazione hanno rivelato un crescente numero di quasar situato all'interno più o meno di galassie normali. Sebbene i primi quasar sono stati scoperti mediante osservazioni radio, solo una piccola parte di tutti i quasar, identificati otticamente, sono sorgenti radio luminose. La maggior parte dei quasar radio sono puntiformi, ma alcuni hanno una struttura doppia come le radio galassie. Tuttavia le immagini via satellite a raggi X mostrano che i quasar sono puntiformi. Nella regione visibile gli spettri dei quasar sono dominati da linee spettrali con lunghezze d'onda di riposo nell'ultravioletto. I primi redshift dei quasar osservati sono stati z = 0,16 e z= 0,37, e le ricerche successive hanno continuato ad ottenere redshift ancora più grandi. L'attuale record è z= 6.3. La radiazione luminosa ha lasciato il quasar quando l'Universo aveva meno di un decimo della sua età attuale. Le grandi distanze dedotte per i quasar significa che loro luminosità deve essere estremamente grande. Valori tipici trovano nell'intervallo di 1038 -1041 W. La luminosità dei quasar può variare rapidamente, nel giro di pochi giorni o meno. Inoltre la regione di emissione può essere non più grande di 100 AU. I quasar hanno spesso sia linee emissione che di assorbimento nei loro spettri. Le righe di emissione sono molto ampie e probabilmente sono prodotte dal quasar stesso. Molto dello spettro di assorbimento consiste di linee sottili densamente distribuite che si pensa siano linee-α d'idrogeno Lyman formate in nubi di gas lungo la linea di osservazione dei quasar. Le nubi che producono questo "foresta di Lyman-α " sono giovani galassie o protogalassie, e allora fornisce importante elementi per lo studio della formazione delle galassie. Alcuni astronomi hanno messo in dubbio l'interpretazione cosmologica dello redshift. Halton Arp ha scoperto piccoli sistemi di quasar e galassie dove alcuni componenti hanno redshift ampiamente discrepanti. Per questo motivo, Arp pensa che i redshift dei quasar siano prodotti da un processo sconosciuto. Questo affermazione è molto controversa. |
I MODELLI UNIFICATI. Anche se le forme delle attività delle galassie possono sembrare a prima vista diverse, queste possono essere unificate all'interno di un modello schematico abbastanza ampiamente accettato. Secondo questo modello, la maggior parte delle galassie contengono un nucleo compatto centrale, che è un buco nero supermassiccio, con massa di 107 - 109 M⊙, circondato da un disco o da un anello di gas. La fonte di energia è l'energia gravitazionale liberata mentre il gas è attratto nel buco nero. Il disco può anche dar luogo ad un getto, in cui una parte dell'energia è convertita in moti perpendicolari lungo l'asse rotazionale. Così nuclei galattici attivi sono simili al nucleo della Via Lattea, anche se le masse del buco nero e del disco di gas possono essere molto più grandi. Dedurre la massa del buco nero centrale è difficile ed incerto. Tuttavia, utilizzando una varietà di metodi che coinvolgono i movimenti di stelle e del gas al centro vicine galassie sono state determinate masse dei buchi neri di circa 30 galassie. Il risultato più importante di questi studi è che vi è una stretta relazione tra la massa del buco nero e la dispersione di velocità centrale della galassia. Secondo il teorema viriale la velocità di dispersione è una misura della massa del bulbo, e quindi la conclusione è che esiste un stretto rapporto tra la massa del bulbo e la massa del buco nero centrale. Un primo parametro caratteristico del modello unificato è ovviamente la luminosità totale. Ad esempio, l'unica differenza essenziale tra la galassia Seyfert 1 e il quasar radio silenzioso è la più grande luminosità dei quasar. Un secondo parametro fondamentale è la luminosità radio, che può essere correlato alla forza di un jet. Sulla base della loro luminosità radio si possono connettere le galassie di Seyfert e quasar radio-silanzioni da un lato, e radio galassie e radio-quasar, dall'altro. Il terzo parametro importante dei modelli unificati è l'angolo da cui ci capita di visualizzare il disco del nucleo. Ad esempio, se il disco è visto di profilo, l'attuale nucleo è oscurato dal disco. Questo potrebbe spiegare la differenza tra i tipi di Seyfert 1 e 2: nel tipo 2 non riusciamo a vedere le ampie linee di emissione formate dal vicino al nero buco, ma solo le linee strette dal disco. Allo stesso modo una galassia che sembra una sorgente radio doppia se visto di profilo, sarà simile un quasar radio, se il disco fosse vista di fronte. In quest'ultimo caso vi è la possibilità che si può essere visto un oggetto direttamente lungo il getto. Esso apparirà come un blazar, un oggetto con rapida e le variazioni violente di luminosità e polarizzazione, e molto debole o invisibili righe di emissione. Se il getto è quasi relativistico, la sua velocità trasversale può apparire maggiore della velocità della luce, e quindi i moti superluminali possono anche essere compresi. Una previsione del modello unificato è che ci dovrebbe essere un gran numero di quasar dove il nucleo è oscurato dal disco come nelle galassie Seyfert 2. In analogia con le galassie di Seyfert questi oggetti si riferiscono come tipo 2 AGN o quasar. A causa dell' oscuramento tali sorgenti non sarebbero incluse nelle indagini alle lunghezze d'onda ottiche, UV o dei raggi X molli. Nei raggi X duri l' oscuramento è minore, e nel lontano infrarosso l'energia assorbita viene nuovamente irradiata. Ricerche con i quasar di tipo 2 sono state effettuate a queste lunghezze d'onda con il satellite Chandra X-ray e con il telescopio spaziale Spitzer. Le indicazioni di queste ricerche sono che almeno 3/4 di tutti buchi neri supermassicci sono fortemente oscurati. LENTI GRAVITAZIONALI. Un fenomeno interessante primo scoperto in relazione a quasar sono le lenti gravitazionali. Dal momento che i raggi di luce sono piegate dai campi gravitazionali, una massa (ad esempio una galassia) posta tra un quasar distante e l'osservatore distorce l'immagine del quasar. Il primo esempio di questo effetto è stato scoperto nel 1979, quando si scoprì che due quasar, 5,7" distanti nel cielo, avevano spettri sostanzialmente identici. Si è concluso che l "accoppiamento" era davvero una doppia immagine di una singola quasar. Da allora molti altri gravitazionalmente sdoppiate quasar sono state scoperte. Le lenti gravitazionali sono stati anche scoperte in ammassi di galassie. Qui il campo gravitazionale dell'ammasso distorce le immagini di galassie lontane in archi intorno al centro dell'ammasso. Inoltre nel 1993 una microlensing è stato osservata nella Via Lattea, dove la luminosità di una stella è momentaneamente aumentata dall'effetto lente da un passaggio di massa di fronte alla stella. Così lo studio di effetti lente gravitazionale offre un nuovo metodo promettente di ottenere informazioni sulla distribuzione della massa in l'universo. |