Come si formano le spirali galattiche?

Siamo abituati a vedere fotografie di splendide galassie a spirale presenti in tutto l'universo. Ma il meccanismo che porta alla formazione delle spirali non è per niente scontato. Ecco cosa accade in realtà!

Immaginiamo per un attimo di togliere tutte le stelle da una galassia.
Le sue spirali esisterebbero ugualmente, anche se noi non le vedremmo. Questo significa che le spirali non sono formate dalle stelle, ma le stelle semplicemente sono una conseguenza della presenza delle spirali.
L'esistenza delle spirali non è da attribuire alla presenza delle stelle, anzi è proprio il contrario: le stelle esistono grazie alla presenza delle spirali.
Ma partiamo dal principio, Come si formano le spirali delle galassie?.

In astrofisica le spirali galattiche vengono definite come onde di densità.
Queste onde di densità sono raggi del disco galattico che hanno una densità di massa del 10%/20% maggiore rispetto alle altre zone. Vanno immaginate come delle vere e proprie onde.

Quando il materiale interstellare, ruotando attorno alla galassia, si sposta nella regione ad alta densità, viene compresso.
Questa compressione è una delle scintille che innesca la formazione stellare.
Ecco perché le spirali sono piene di stelle, e le stelle più luminose si trovano all'interno, o molto vicino, alla spirale in cui si sono formate.
E sempre per questo motivo le spirali della galassie sono, in termini di formazione stellare, le zone più attive della galassia.
Dato che queste stelle sono molto luminose, e che all'interno delle onde di densità, la presenza del materiale interstellare (nebulose di gas e povere), è più comune che nelle zone limitrofe, le spirali acquisiscono il famigliare aspetto che vediamo.
In poche parole vediamo le spirali galattiche perché sono zone molto affollate di stelle nate dalla compressione dei gas presenti nelle onde di densità sottostanti.

Ma perché vediamo delle spirali e non semplicemente delle formazioni a raggera che si allontanano dal bulbo galattico?
La risposta risiede nella differenza di velocità di rotazione tra gli oggetti vicino al nucleo galattico e quelli lontani.

Per acquisire famigliarità con i termini nucleo, disco e spirali vi invitiamo a dare uno sguardo al nostro approfondimento morfologia della via lattea, che ben si presta a spiegare come è fatta una galassia a spirale

Nella parte interna del disco galattico (più vicina al nucleo), le stelle si muovono più velocemente e si muovono davanti all'onda di densità, venendo quasi spinte da questa.
Ad una certa distanza dal nucleo galattico c'è un confine chiamato "raggio di co-rotazione" in cui le stelle e l'onda di densità si muovono alla stessa velocità.
Mentre nella parte esterna del disco galattivo, oltre "il raggio di co-rotazione" le stelle ruotano più lentamente e si trovano dietro all'onda.
Questa differenza di velocità genera la figura della spirale.

La cosa importante da capire in tutto ciò è che le stelle non ruotano attorno alla galassia formando delle spirali. Ma si formano all'interno delle spirali, e poi piano piano si allontanano verso l'esterno.

Ma cosa da origine alle onde di densità?
Su questo gli astrofisici non hanno ancora per niente le idee chiare. Anche perché la teoria delle onde di densità è stata confermata e accettato dalla comunità scientifica da pochissimo tempo.
Tuttavia ci sono alcune ipotesi, tutte legate alle influenze gravitazionali.

Una causa potrebbe essere da ricercare nelle perturbazioni gravitazionali generate da galassie molto vicine o satelliti.
Ma questo tuttavia non spiegherebbe la presenza di galassie a spirale in luoghi isolati.

Un'altra causa potrebbero essere la forma e la distribuzione di massa del nucleo galattico.
Se il nucleo di una galassia ha una distribuzione di massa a forma di barra, ruotando potrebbe causare un sufficiente disturbo gravitazionale nel disco per produrre onde di densità.
Questo spiegherebbe la presenza di onde di densità e di spirali in galassie isolate.

Un'ultima ipotesi riguarda le perturbazioni gravitazionali derivanti dalle collisioni tra galassie. La perturbazione gravitazionale di una fusione tra galassie potrebbe essere sufficiente a produrre onde di densità.
La Via Lattea, che oggi sembra una galassia tranquilla, è stata in realtà teatro di scontri e fusioni nel passato, così come potrebbero esserlo state anche altre galassie a spirali. Inoltre, galassie che oggi ci appaiono isolate potrebbero in realtà aver subito fusioni nel passato senza lasciare tracce.

In ultima istanza, anche la presenza di buchi neri presenti nei nuclei galattici potrebbe dare origine a delle onde di densità.
Ricordiamo infatti che, per esempio, nella zona centrale della Via Lattea sono presenti centinaia di buchi neri!!

Non ne sapevate nulla? qui trovate un approfondimento che ne parla: centinaia di buchi neri nel cuore della Via Lattea

Benissimo, quando guarderete di nuovo fotografie di splendide galassie a spirale, non lasciatevi trarre in inganno dal fatto che le stelle formano le spirali, perché in realtà è proprio il contrario: le stelle nascono ed esistono grazie alle spirali!

Introduzione alle galassie oscure

Quando parliamo di galassie, pensiamo ad agglomerati luminosi e colorati di stelle, gas e polvere.
Ma nell'universo, in accordo con le previsioni della teoria del big bang, esistono anche galassie molto diverse da queste: le galassie oscure.


Prima di tutto: non si tratta di galassie composte di materia oscura.
Le galassie oscure sono galassie con pochissime stelle, o nella maggior parte dei casi non ne hanno proprio.
Sono costituite prevalentemente da gas denso che non è illuminato da stelle.
Come si può facilmente intuire questa loro caratteristiche le rende molto difficili da vedere e la loro esistenza, fino a pochi anni fa solo teorica, può essere percepita soltanto se sono vicine a oggetti molto luminosi. Ad esempio dei quasar.



Le galassie oscure, la maggior parte delle quali osservate a circa 10 miliardi di anni luce di distanza (e quindi vecchie di circa 10 miliardi di anni), costituiscono le fondamenta delle galassie che osserviamo oggi in tutto l'universo.
Per qualche ragione queste galassie non sono state in grado di formare stelle.
Alcuni modelli teorici prevedono che le galassie oscure siano state molto comuni nell'universo primordiale, quando le galassie avevano più difficoltà a generare le stelle perché la loro densità di gas non era sufficiente per collassare e accendere la scintilla di formazione stellare.
Soltanto in seguito le galassie hanno iniziato i processi di formazione stellare, diventando come le vediamo oggi.
Questa ipotesi sarebbe suggerita anche dal fatto che molte tra le galassie oscure conosciute si trovano a distanze che vanno dai 10 agli 11 miliardi di anni luce.
Questo significa che guardandole stiamo vedendo com'era l'universo 11 miliardi di anni fa.

A quell'epoca l'Universo nel suo complesso stava formando stelle ad un ritmo frenetico: circa 20 volte più veloce di oggi. Lo stesso periodo rappresenta anche un momento chiave per la formazione di grossi buchi neri, a causa della abbondanza di stelle molto massicce e dalla vita molto breve. Quei buchi neri che oggi osserviamo sotto le vesti di quasar luminosi.

Stiamo quindi parlando di un'epoca molto fertile, in cui abbiamo avuto galassie che sono maturate molto rapidamente e in cui il tasso di formazione stellare era molto forte.
Le galassie oscure osservate nello stesso periodo ci fanno pensare al fatto che esse siano state le progenitrici delle galassie: ciò che c'era prima che queste accendessero miliardi di stelle.

In poche parole le galassie oscure sono probabilmente gli elementi costitutivi delle galassie moderne. Inoltre le galassie oscure, durante le collisioni galattiche, portano alle grandi galassie una grande quantità di gas che finisce con l'accelerare la formazione stellare nelle galassie più grandi.

Anche la Via Lattea potrebbe essere stata una galassia oscura, che si è fusa con galassie oscure vicine dando vita alla formazione stellare e a tutto ciò che vediamo oggi nella nostra galassia.
In realtà anche molte piccole galassie satelliti al Gruppo Locale potrebbero essere tuttora delle galassie oscure. Gli astrofisici però su quest'ultimo punto rimangono molto cauti e non ci sono prove osservative in proposito.

Ma visto che le galassie oscure sono così difficili da osservare, come facciamo a vederle e ad osservarle?
La risposta sta nelle emissioni provenienti dall'idrogeno al loro interno.
Queste emissioni vengono generate quando la luce ultravioletta si riflette sul gas della galassia oscura e provoca l'eccitazione dei suoi atomi. per la verità l'universo è ricco di luce ultravioletta, ma di solito l'emissione risultante è molto debole.
Quindi per poter osservare le galassie oscure con questo metodo è necessario guardare in zone dove la luce ultravioletta è molto forte rispetto ai livelli di fondo. Per esempio nei pressi di un quasar.

Galassia 3C 298, quando le stelle nascono grazie a quasar e buchi neri

La maggior parte delle galassie che conosciamo oggi ospita nel cuore un buco nero più o meno massiccio. Gli astrofisici già da tempo sospettavano che questa presenza potesse influenzare l'evoluzione della galassia ospitante, oggi ne hanno avuto una conferma grazie ad una nuova scoperta che riguarda il buco nero al centro di una piccola galassia: 3C 298.

L'influenza e la relazione di cui stiamo parlando è quella tra i buchi neri al centro delle galassie ed il tasso di formazione stellare della galassia ospitante.
Gli astronomi infatti hanno osservato una stretta relazione tra la formazione di nuove stelle in una galassia e le dimensioni stimate del buco nero nel suo centro. Ma questa era fino ad oggi solo una relazione statistica, e il motivo per il quale ciò accadesse era ignoto.

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I buchi neri, in questo caso quelli supermassicci, noti anche come quasar, sono oggetti molto particolari, e capire come influenzano la vita delle galassie è indispensabile per capire come potrebbe essere il destino dell'universo.

A questo nostro approfondimento potete capire meglio come sono fatti questi oggetti peculiari: come nascono i buchi neri.

In uno studio pubblicato sul "The Astrophysical Journal" è stata esaminata l'energia che circonda i potenti venti generati dal quasar al centro di una piccola galassia a 9,3 miliardi di anni luce dalla terra: la galassia 3C 298.
Studiare con attenzione questo quasar significa studiare qualcosa che è esistito nell'universo primordiale, quasi 10 miliardi di anni fa, ospitato da una galassia agli albori della sua esistenza.
Ciò significa che quello che vediamo accadere li, è probabilmente accaduto anche in molte altre galassie e le sue conseguenze sono quelle che vediamo in galassie molto più vicine e quindi in uno stadio evolutivo molto più avanzato.

Scopri cos'è davvero un quasar e perché, nonostante sia un buco nero, è così luminoso a questo approfondimento: I quasar, cosa sono e perché sono così luminosi?

Ma veniamo ora al punto della scoperta.
I buchi neri, come sappiamo, attirano inesorabilmente verso di loro i corpi celesti che sono nelle vicinanze. E non solo quelli nelle immediate vicinanze, ma con il passare dei millenni anche quelli più distanti.
Quando una stella inizia ad essere divorata da un buco nero, il suo gas ed il suo plasma precipitano vorticosamente e molto velocemente verso l'orizzonte degli eventi. In questa fase, e finché il predatore non ha terminato il suo banchetto, si dice che il buco nero sta crescendo attivamente, e sta accumulando enormi quantità di materiale.
Ora, mentre per definizione i buchi neri non emettono luce, il materiale gassoso che fagocitano viene invece riscaldato a causa della velocità con la quale precipita nel buco nero e raggiunge temperature estreme.
Questo fenomeno porta i buchi neri ad essere contemporaneamente tra gli oggetti più luminosi ed energetici dell'universo: conosciuti anche con il nome di quasar. In realtà questa luminosità non è da attribuire al buco nero stesso, ma appunto alla zona che lo circonda. Quella in cui il materiale sta vorticando vertiginosamente.

Ora veniamo alla piccola galassia 3C 298.
Questa galassia come abbiamo detto si trova ad una distanza di 9,3 miliardi di anni luce. E' una galassia molto giovane, non ancora del tutto sviluppata. Le sue dimensioni sono ridotte, con un diametro di 11.000 anni luce, ed ha una popolazione stellare molto ridotta a causa della sua gioventù.
Come potete vedere nelle immagini qui sotto, non presenta nessuna spirale e nessuna delle bellissime particolarità che osserviamo nelle galassie più vicine a noi e più sviluppate.
Però, nel suo centro galattico è presente un enorme quasar super massicio!

Cosa può dirci di così importante un oggetto apparentemente così privo di attrazione?
Bene, lo studio di cui sopra relativo al quasar presente al centro della galassia 3C 298 ha osservato proprio come l'enorme energia generata dal processo di accrescimento di un buco si disperda nello spazio circostante in forma di venti simili al vento solare.
La ricerca ha rivelato che i venti soffiano attraverso l'intera galassia e incidono sulla crescita delle stelle.
Questo fatto è molto rilevante, perché significa che i quasar, o buchi neri supermassicci, sono in grado di influenzare le stelle che si formano all'interno delle galassie anche a grandi distanze dal nucleo galattico.

Potete scoprire qui come da una nebulosa nascano centinaia di stelle grazie a perturbazioni gravitazionali o a spinte energetiche come queste. Nebulose diffuse: ricordi dell'universo primordiale.

Per arrivare al dunque, oggi le galassie vicine a noi, e che quindi si presentano con una età prossima ai nostri tempi, mostrano che la loro massa è strettamente correlata alla massa del buco nero supermassiccio che ospitano.
Lo studio di cui stiamo parlando indica però che 3C 298 non rientra in questa normale relazione. Infatti la galassia 3C 298 è 100 volte meno massiccia di quanto dovrebbe essere considerando l'enorme quasar che ospita.
Ora, non dobbiamo dimenticarci un'aspetto fondamentale: 3C 298 si trova a 9,3 miliardi di anni luce da noi, quindi la stiamo vedendo com'era 9,3 miliardi di anni fa: l'età dell'universo primordiale.
Questo implica che la massa del suo quasar era altissima già nell'infanzia della galassia, e che l'energia del quasar sarà quindi in grado di controllare la crescita della galassia.
Gli astrofisici sono convinti che se potessimo osservare questa galassia all'età dei nostri giorni, cioè dopo 9,3 miliardi di anni di sviluppo, questa dovrebbe apparirci molto meno povera di stella e assolutamente più simile alle bellissime galassie che osserviamo nell'universo a noi più prossimo.

Queste conclusioni fanno parte di un programma di studi molto più vasta sui quasar lontani e sull'impatto che ha la loro energie sulla formazione delle stelle e sulla crescita delle galassie e che potranno stupirci ancora nel futuro gettando sempre più luce sulle meccaniche che hanno sviluppato l'universo come lo vediamo oggi.

Nell'immagine qui di seguito vediamo la galassia 3C 298 in tutto il suo aspetto primordiale. Le stelle presenti sono davvero poco: tutto ciò che vediamo principalmente gas. Il colore verde evidenzia il gas della galassia carico di energia e che viene illuminato dal quasar. Il colore blu riprende il forte vento stellare del quasar che soffia attraverso l'intera galassia. I colori rosso e arancio rappresentano il gas molecolare freddo rilevato dai telescopi ALMA. Il buco nero supermassiccio si trova al centro, circondato dalla zona più luminosa: il disco di accrescimento.



In quest'altra immagine invece vediamo una mappa schematica della galassia.

Nebulose planetarie

Le nebulose planetarie sono importanti fonti di gas nel mezzo interstellare, rilasciando il loro materiale nello spazio a velocità che vanno dai 25 ai 50 km/h. Gli astronomi calcolano che ci siano circa 20.000 nebulose planetarie nella Via Lattea, ciascuno dei quali rappresenta gas espulso abbastanza recentemente da una stella centrale giunta al termine della sua evoluzione. <
Di fatto però sono state catalogate solo circa 1.800 nebulose planetarie, a causa dell'oscuramento provocato dalle sacche di polvere oscura nella galassia.

Le nebulose planetarie sono un tipo di nebulose luminose che si sta espandendo lentamente sotto forma di gusci di gas, espulsi da stelle che stanno morendo.
Osservate al telescopio hanno un aspetto relativamente rotondo e da questo loro aspetto deriva il loro nome perché i primi osservatori trovavano una forte assomiglianza con i dischi dei pianeti.


Rispetto a nebulose diffuse come M42, le nebulose planetarie sono piccoli oggetti con un raggio tipicamente di qualche anno luce e contenenti una massa di gas pari a circa 0,3 masse solari. per fare un esempio, la Nebulosa Elica (NGC 7293) nella costellazione dell'Acquario, ha una dimensione apparente di circa 20 minuti d'arco: due terzi delle dimensioni angolari della Luna.
Le nebulose planetarie sono molto più dense rispetto alla maggior parte delle nebulose di gas diffuso.
Tipicamente contengono dai 1.000 ai 10.000 atomi per cm cubico. Hanno generalmente confini esterni regolari e netti, e spesso hanno anche un confine interno relativamente nitido che da loro l'aspetto di un anello.
Le immagini ad alta risoluzione di una nebulosa planetaria di solito mettono in mostra una interessantissima particolarità di questi oggetti: piccoli nodi e filamenti, i così detti nodi cometari.

Abbiamo realizzato un interessante approfondimento su queste favolose formazioni a questo link: Cosa sono i nodi cometari.

Tutte queste nebulose hanno una stella centrale più o meno visibile, ed è proprio questa stella morente che fornisce la radiazione ultravioletta necessaria per ionizzare il gas circostante rendendolo luminoso e colorato.
Queste stelle sono tra le più numerose e la loro evoluzione è relativamente rapida.
Esse hanno una temperature molto più alta di quelle neonate presenti nelle normali nebulose diffuse.

Ma come nascono questi oggetti che sfruttano la morte della loro stella per diventare così belle e colorate?

Tutto inizia dalla morte della stella centrale, una stella gigante rossa giunta al termine di suoi processi nucleari. In questa fase la forza di gravità inizia a perdere piede e si verifica una rapida perdita di massa sotto forma di vento stellare. Gli astrofisici stimano che queste stelle perdano giornalmente una massa pari a circa lo 0.01% della massa terrestre e che questa si allontani dalla stella ad una velocità di circa 30 km/secondo. 

All'inizio di questa fase la gigante rossa potrebbe anche rimanere oscurata dalla polvere di elementi pesanti che si forma durante il rilascio e la perdita di massa. 

Al termine di questa fase, chiamata appunto "di perdita di massa", la stella è rimasta senza i suoi elementi superficiali, ed inizia sorprendentemente a diventare sempre più calda. Questa inversione di rotta avviene perché il suo nucleo caldo rimane esposto avendo perso gli strati superficiali. 

A questo punto il gas espulso inizia ad essere ionizzato (wikipedia: ionizzazione dei gas) dalla radiazione proveniente dalla stella calda.
La zona di ionizzazione si muove costantemente verso l'esterno lambendo il materiale rilasciato dall'espulsione di massa iniziale.
Naturalmente all'inizio le aree ionizzate sono quelle più prossime alla stella. Ma con il passare del tempo la ionizzazione si espande raggiungendo le zone più esterne.
Tutto ciò visto dalla terra appare ancora come una stella, perché il disco nebulare venutosi a formare è ancora troppo piccolo per essere osservato dalle distanze cosmiche.
Il gas della nube infatti ha una densità ancora relativamente alta: circa un milione di atomi per centimetro cubo e diventerà più diluita a mano a mano che il gas si espande.
Dunque l'espansione inesorabile continua, e la diminuzione della intensità del gas porta la nebulosa alla fase intermedia, cioè la fase in cui la densità scende al punto in cui viene ionizzata l'intera massa del gas stesso.
E' proprio in questo momento che nasce la magia di luce e colore delle nebulose planetarie.
La maggior parte delle nebulose planetarie che osserviamo si trova in questa fase intermedia.

Ma cosa ha in serbo il futuro per questi splendidi oggetti?
Beh... come tutte le cose belle, anche lo splendore di queste magnifiche nebulose avrà una fine.
Con il passare del tempo la stella centrale diventerà sempre meno luminosa, fino a non poter più fornire una quantità sufficiente di radiazioni ultraviolette per mantenere ionizzata la nebulosa.
Ancora una volta le regioni esterne della nebulosa diventeranno neutre e quindi invisibili.
Alla fine il gas che via via è diventato sempre più buio, si mescolerà al gas interstellare e la nebulosa si sfalderà scomparendo.


La stella centrale
Le stelle nel cuore delle nebulose planetarie meritano un po di attenzione.
Gli astronomi osservando i loro spettri si sono resi conto che la maggior parte di esse è molto calda e che hanno spettri molto simili alle stelle di Wolf-Rayet
Le stelle centrali nelle giovani nebulose planetarie (cioè nella fase successiva a gigante rossa) sono calde quanto le stelle massicce di classe O e B, che vanno dai 35.000 ai 40.000 gradi centigradi. La loro luminosità però è circa 10 volte più debole.
Paragonate al sole queste stelle hanno circa la metà del suo diametro ma sono 1.000 volte più luminose.
A mano a mano che la nebulosa si espande invecchiando, la stella aumenta la sua luminosità e la sua temperatura, ma il suo raggio diminuisce costantemente.
Dopo soli 5.000 anni circa dall'inizio della loro espansione iniziale, la luminosità di queste stelle raggiunge un valore che è circa 10.000 volte la luminosa del Sole!

Da questo punto in poi la stella diventa più debole, ma mentre il restringimento della stella continua per qualche tempo, la temperatura continua ad aumentare fino a raggiungere i 200.000 gradi centigradi: quasi cinque volte più calda della maggior parte delle altre stelle della galassia.
Una volta raggiunti questi livelli vertiginosi, anche la sua temperatura inizia a scendere e nel giro di circa 10.000 anni queste stelle diventano delle nane bianche. Stelle molto dense, dalle dimensioni simili alla terra ma con una densità di migliaia di chilogrammi per centimetro cubo.
Gli astrofisici concordano sul fatto che queste nane bianche debbano ottenere quasi tutta la loro energia dalla contrazione che subiscono durante la fase finale del processo, e non da combustione nucleare. Questo come conseguenza del fatto che non dovrebbero più contenere idrogeno o elio, tranne forse in un guscio molto sottile sulla loro superficie.


Composizione chimica
Ma torniamo alle nebulose planetarie e alla loro composizione chimica.
Queste nebulose, essendosi formate con i resti di una stella morente, sono chimicamente ricche di elementi prodotti dalle reazioni nucleari all'interno della stella centrale.
Quindi la loro composizione chimica dipende molto dal tipo di stella madre e dalla sua generazione stellare.
Alcune sono molto ricche di carbonio e possono raggiungere livelli di questo elemento doppi rispetto all'ossigeno, altre invece sono ricchissime di azoto. Le più luminose che conosciamo, osservate nelle galassie esterne, ne sono esempi evidenti.

La maggior parte delle nebulose planetarie contengono pochissimo idrogeno, ormai esaurito dalle reazioni nucleari della stella centrale quando era nel pieno della sua attività.

Grazie al fatto che questi oggetti riflettono la composizione iniziale delle stelle che li hanno generati, gli astronomi usano le nebulose planetarie anche per studiare il tasso di presenza degli elementi iniziali presenti nella galassia madre.

Ma nelle nebulose planetarie, oltre a gas sono presenti anche piccole quantità di polvere, che ci appaiono sotto forma di nodi: i nodi cometari. Sono formazioni straordinarie, composte da microgranuli di materiale più "polveroso" rispetto al gas circostante.
In generale questa polvere non può essere vista direttamente finchè l'onda di ionizzazione proveniente dalla stella centrale non la colpisce.

Potete trovare un interessante approfondimento sui nodi cometari a questo link: I nodi cometari.

La presenza di polvere indica chiaramente che le nebulose planetarie sono ricche di elementi pesanti.

Esistono tuttavia due eccezioni a quanto abbiamo detto: una si trova nell'ammasso globulare M15 (cosa sono gli ammassi globulari?) e l'altra nell'alone esterno della via lattea.
Gli astronomi si sono accorti che queste due nebulose planetarie hanno un contenuto molto basso di elementi pesanti, circa la metà della media osservata nella maggior parte delle altre nebulose planetarie. Entrambe le due nebulose in questione sono molto antiche, e questo suggerisce che il gas primordiale nella via lattea aveva un contenuto di elementi pesanti basso, e che quindi sia nata molto presto nel ciclo di vita dell'universo.


Posizione nella galassia
A proposito di età, uno dei migliori indicatori dell'età media degli oggetti galattici è la loro posizione nella galassia ed il loro movimento.
Gli oggetti più giovani sono nelle braccia a spirale, vicino al gas da cui sono stati formati. Di conseguenza gli oggetti sono distanti dal piano galattico e dalle braccia a spirale.
Usando questi criteri valutativi scopriamo che le nebulose planetarie sono oggetti di mezza età; Le osservazioni infatti le collocano tra le braccia e il nucleo, con concentrazione in aumento verso il nucleo. I loro percorsi nella via lattea seguono traiettorie ellittiche, mentre solitamente le orbite delle stelle più giovani tendono ad essere più circolari.
Quindi gli astrofisici hanno classificato la maggior parte delle nebulose planetarie come appartenenti alla "Popolazione disco", una via di mezzo appunto tra quelli di Popolazione II (molto vecchi) e Popolazione I (giovani).


A proposito della stella che fu
Torniamo per un attimo alla stella centrale delle nebulose planetarie, e cerchiamo di capire quale tipo di stelle possano poi trasformarsi in stelle centrali circondate da nebulose planetarie.
Gli astronomi studiando la distribuzione nella galassia delle nebulose planetarie sono giunti alla conclusione che le stelle che danno origine a questo fenomeno abbiamo inizialmente una massa di poco superiore a quella del Sole.

Stelle molto massicce e giovani, come abbiamo detto prima, si trovano per lo più sulle spirali e presso il piano galattico, mentre le nebulose planetarie tendono ad essere più prossime al nucleo.
Inoltre, la massa di queste nebulose è di circa 0,3 masse solari, e la massa di una tipica nana bianca (lo stadio finale della stella centrale) è di circa 0,7 masse solari.
Considerando che la velocità di espansione della nebulosa è probabilmente paragonabile alla velocità di fuga dal suo progenitore, gli astrofisici giungono alla conclusione che la stella originaria era una stella gigante rossa: una stella grande e "fresca", con una massa poco superiore al sole.
Questo aspetto è straordinario se pensiamo che queste giganti rosse, dalla temperatura relativamente bassa, diventeranno al termine del processo delle piccole nane bianche caldissime.

Molto probabilmente le stelle candidate a diventare progenitrici di nebulose planetarie sono stelle variabili di lungo periodo. Queste particolari stelle sono note per essere instabili ed hanno dimensione e massa coerente con la teoria evolutiva che hanno descritto gli astronomi.

Sono invece stelle completamente diverse le Novae: stelle che si illuminano enormemente per un breve periodo e che rilasciano un guscio di materiale in modo esplosivo ad una velocità di centinaia di chilometri al secondo.

Potete trovare un approfondimento su questo tipo di fenomeno a questo link: Cosa sono le supernovae?

I Nodi cometari

In tutte le nebulose planetarie troviamo i così detti nodi cometari, affascinanti formazioni ricche di misteri con dimensioni che possono raggiungere e superare quelle del sistema solare. In questo articolo scopriamo cosa sono, come si formano e qual'è il loro destino!

Il telescopio spaziale Hubble ha ripreso e reso possibile lo studio di innumerevoli nebulose planetarie, formatesi dopo una morte lenta e poco spettacolare di una stella di dimensioni medie, più o meno come il Sole.

Puoi trovare un approfondimento sulle Nebulose planetarie a questo link: Cosa sono le nebulose planetarie e che segreti nascondono?

Grazie all'Hubble possiamo dire che in tutte le nebulose planetarie troviamo i nodi cometari.
Portano questo nome solamente per la loro somiglianza alle comete del sistema solare: un bulbo dalla quale parte una lunga coda a ventaglio. Rappresentano una caratteristica comune dell'evoluzione delle nebulose planetarie. Tuttavia, a causa delle loro piccole dimensioni, purtroppo possono essere osservati solo nelle nebulose più vicine.


I nodi cometari sono delle zone della nebulosa più dense e polverose dell'area circostante.
La parte di questa zona rivolta verso la stella centrale viene ionizzata (wikipedia.org/wiki/Ionizzazione) e illuminata da essa. Il nodo stesso funge poi da schermatura per le radiazioni provenienti dalla stella che non riescono ad oltrepassarlo, generando gli effetti "coda" che vediamo dietro (rispetto alla stella centrale) di essi.
La testa di un nodo, Il globulo centrale, è almeno 1.000 volte più denso del materiale circostante.
Per capire meglio le loro dimensioni facciamo qualche paragone: essi generalmente sono più grandi del sistema solare convenzionale, cioè dell'orbita di Plutone ed hanno una massa paragonabile a quella della Terra. Possono avere forme più o meno allungate, ed essere disposti in maniera più o meno concentrica rispetto al centro della nebulosa e alla stella centrale.

I nodi cometari sono particolarmente importanti perché probabilmente contengono una frazione significativa della massa totale di materiale espulso dalla stella centrale.
Ciò significa che circa la metà di tutto il materiale espulso è intrappolato in uno stato molecolare più denso del resto e si isola dalle radiazioni ultraviolette provenienti dalla stella. Questa protezione fa sì che il materiale all'interno del nodo non venga coinvolto dai processi di fotoionizzazione (wikipedia.org/wiki/Fotoionizzazione) che determinano le caratteristiche e il destino del materiale ionizzato.

Sembrano formarsi presto nel ciclo di vita delle nebulose planetarie che li ospitano, anche se la loro formazione per noi osservatori coincide in realtà solo con il "momento" in cui diventano visibili. Lo vedremo più avanti.
Gli astronomi hanno due ipotesi per spiegare la variazione di densità dei nodi cometari rispetto al materiale circostante della nebulosa. La prima è che all'origine ci sia un meccanismo di instabilità operante a fronte della ionizzazione della nebulosa. L'altra è che siano dovuti ad una disomogeneità nel gas/plasma della superficie della stella che si sta dissolvendo ed allontanando dal nucleo.

I Nodi cometari non sono tutti uguali ma ne esistono di diverse tipologie.
Ad esempio quelli all'interno della nebulosa elica (NGC 7293) e della nebulosa della Lira (M57 - NGC 6720) si sviluppano lungo percorsi molto simmetrici che si allontanano dalla stella centrale come i raggi di una ruota. In particolare se osserviamo bene i nodi della nebulosa elica ci accorgiamo che la parte del bulbo rivolta verso la stella centrale e molto più chiara e luminosa: zone frontali in cui la ionizzazione è molto maggiore che nelle zone posteriori.
I Nodi della nebulosa Eschimese (NG C2392) sono anch'essi a raggiera ma le code sono più irregolare e i bulbi presentano una ionizzazione minore.
Nella nebulosa Manubrio (Dumbbell Nebula - NGC 6853) invece, sono presenti sia nodi simmetrici che noti con direzioni casuali, e poi ancora nodi con code più o meno regolari e nodi senza code vistose.
E ora una stranezza fuori dal comune: i nodi della nebulosa retina (IC 4406). Questi nodi non presentano nessuna disposizione a raggiera rispetto alla stella centrale. Sono completamente disordinati ed assomigliano ad un ricamo scuro sopra alla nebulosa. Inoltre nessun lato dei bulbi presenta una luminosità maggiore ad indicare una ionizzazione!!

Le caratteristiche dei nodi ci permettono di capire la loro posizione all'interno della nebulosa planetaria che li ospita.
Come abbiamo detto le nebulose planetarie sono gusci di gas che si espandono lentamente allontanandosi dalla stella morente al centro della nebulosa e che pian piano si surriscalda. durante questo processo le radiazioni ultravioletta ionizzano la nebulosa in quantità differente a seconda della distanza dei gas, dando origine alla varietà di nodi visti sopra.
In poche parole i confini di ionizzazione crescano di dimensioni con il tempo, e i nodi che inizialmente sono nascosti alla reazione ionizzante vengono alla luce quando il fronte ionizzante li raggiunge. Quindi i nodi si formano nei pressi o all'esterno del fronte di ionizzazione principale quando la nebulosa è piuttosto giovane, per essere successivamente superati dal crescente fronte di ionizzazione. I fotoni e la ionizzazione iniziano così a scolpire il materiale dei nodi modificandone l'aspetto e la natura delle code.

Se ad esempio un nodo non presenta un bordo luminoso sul lato opposto alla stella centrale, allora questo si trova completamente fuori dal limite ionizzante.
Nel caso della nebulosa retina non ci sono emissioni intorno ai nodi. Ciò indica che i nodi si trovano ancora nella parte neutrale della nebulosa.
Nel caso invece di M57, ci emissioni sulle punte dei nodi che si affacciano sulla stella centrale, ma la maggior parte dei nodi sono neutri: ciò significa che anche loro si trovano ancora principalmente nella zona neutrale della nebulosa ma che il fronte di ionizzazione sta iniziando a lambirli.

Nella nebulosa Manubrio invece si vedono una varietà di illuminazioni. Alcuni nodi sono solo delle sagome scure, ciò indica che si trovano ancora al di fuori della parte frontale della ionizzazione.
Altri invece hanno il bulbo fotoionizzati sul lato rivolto verso la stella centrale, ad indicare che si trovano nella parte ionizzata della nebulosa.
Nella nebulosa eschimese, i nodi hanno tutto il bulbo brillanti, mentre le code sono più scure, indicando una posizione molto prossima al fronte ionizzato.

Il destino dei nodi cometari è ancora oggetto di molti studi.
E' molto probabile che il loro futuro dipenda dalla loro dimensioni e dalla loro massa.
Una conseguenza della loro ionizzazione è che sono costantemente sottoposti ad una lenta fotoevaporazione (https://it.wikipedia.org/wiki/Fotoevaporazione).
La situazione è molto simile a quella dei dischi proto-planetari (proplyds, o ovuli do bok) presenti nelle nebulose diffuse come la nebulosa di Orione (M42), dove il il nucleo molecolare del globulo viene riscaldato dai fotoni, causando un lento flusso di gas lontano dal nucleo.
Quando questo gas raggiunge il fronte di ionizzazione dei nodi viene fotoionizzato e riscaldato, poi viene rapidamente accelerato ad una velocità di circa 10 km/s.
Quindi nel giro di qualche migliaio di anni i nodi cometari probabilmente si dissolveranno a causa della continua sollecitazione ed "evaporeranno".
Ma i più grandi di essi potrebbero sopravvivere a tutto ciò e potrebbero finire con il vagare per la galassia sottoforma di piccoli asterodi.
Infatti se la forza ionizzante della stella centrale si esaurisce prima dell'evaporazione dei nodi più massivi, la nebulosa planetaria pian piano diventa sempre più buia, e la sollecitazione sempre minore.
Questo potrebbe aiutare l'aggregazione gravitazionale delle polveri presenti all'interno del bulbo del nodo, che finirebbero per compattarsi sotto il loro peso. Come risultato avremmo una nebulosa planetaria che si affievolisce sempre di più abbandonando nello spazio interstellare i nodi cometari più massicci che nel frattempo sono diventati piccoli asteroidi.

Nebulosa Dumbell - NGC 6853 


Nebulosa eschimese - NGC 22392


Nebulosa NGC 7293


Nebulosa della Lyra - M57 



Nebulosa IC 4406

Nebulosa mosca NGC 5189, una nebulosa planetaria tutta particolare. (video)

Cosa dà a questo oggetto una forma e una morfologia così estroversa? La nebulosa mosca è una delle nebulose planetarie più affascinanti del cielo sia per la sua forma ad S che per le circostanze che l'hanno generata.

Grazie alle ultime osservazioni del Southern African Large Telescope alcuni segreti sulla sua morfologia sono stati finalmente svelati.
La nebulosa Mosca, NGC 5189, che vedete in questa immagine è una nebulosa planetaria molto particolare.
Il nome ci spinge ad associare queste nebulose a qualcosa che riguarda in qualche modo pianeti o sistemi planetari.
In realtà non sono niente di tutto ciò, ma il nome deriva solamente dal fatto che la maggior parte di esse hanno un aspetto sferico e osservate con i primi telescopi apparivano simili a dei pianeti.
La maggior parte, ma non tutte, e questa immagine ce lo dimostra con chiarezza.



Ciò che vediamo è quello che resta della morte di una stella che aveva circa le dimensioni del nostro sole.
Al contrario di stelle più massicce che esplodono in supernove, stelle di questa categoria quando terminano il loro combustibile rilasciano lentamente nello spazio circostante i propri strati superficiali in una lenta e silenziosa espansione.
Dobbiamo immaginare questo processo come una esplosione a rallentatore.
Il risultato sono nebulose planetarie composte da gas brillanti, come la nebulosa Mosca.
A volte questa forma è una sfera, a volte un lobo doppio, a volte un anello o un'elica.

Ma cos'ha di particolare la nebulosa Mosca? Analizziamo nel dettaglio l'immagine scattata dall'Hubble, l'immagine più dettagliata che abbiamo di questa nebulosa.

Globi concentrici 
Un particolare che salta subito all'occhio guardando questa immagine è che, al contrario di altre nebulose planetarie, NGC 5189 è formata da due enormi strutture di gas, annidate una nell'altra.
La struttura più esterna ci appare come una anello, mentre quella più interna assomiglia ad una vera e propria bolla.
Nel 2014, gli astronomi dell'Università di Sao Paulo in Brasile hanno studiato la composizione chimica della stella centrale di NGC 5189 e hanno scoperto una quantità di azoto significativamente più alta di quanto atteso paragonando le osservazioni di altre nebulose planetarie.
La presenza delle due grandi "bolle" gassose che costituiscono la nebulosa, unita ad una  maggiore quantità di azoto, portano i cosmologi a pensare che la nana bianca al centro della nebulosa abbia vissuto in realtà due periodi espansione.
In altre parole ha rilasciato il proprio materiale in due fasi separate, e non in una singola perdita di massa come siamo abituati a pensare!

Nodi cometari 
L'anello dorato più esterno, che probabilmente è anche più leggero della bolla interna, è cosparso da un gran numero di filamenti radiali. 
Oltre ai filamenti in questa zona esterna della nebulosa sono presenti numerosissimi nodi cometari.

leggi tutto quello che c'è da sapere sui nodi cometari qui: Cosa sono i nodi cometari?

Queste formazioni hanno origine dall'azione combinata di radiazioni ionizzanti e di venti stellari provenienti dalla stella centrale.
I nodi cometari sono una caratteristica molto comuni nell'evoluzione delle nebulose planetarie, ma possono essere osservati con nitidezza e definizione solamente negli esemplari più vicini a noi.
Si stima che la loro dimensione sia circa quella dell'orbita di Plutone, e che la loro massa complessiva sia paragonabile a quella della Terra.
Un nodo cometario rappresenta la superficie ionizzata" di un batuffolo molecolare circa mille volte più denso e più polveroso della zona limitrofa.
A causa del vento stellare della stella centrale, in queste aree con densità maggiore rispetto al gas circostante si viene a creare una struttura a mezzaluna, che viene illuminata e ionizzata dalla stella centrale.
L'aspetto è simile alla coda di una cometa che si avvicina al sole.

Forma ad S
La spettacolare S che emerge in primo piano nella foto è sicuramente la caratteristica più peculiare ed interessante della nebulosa Mosca.
Come abbiamo visto, quasi sicuramente la morfologia di NGC5189 è legata a rilasci multipli di materiale avvenuti in epoche separate.
Uno di questi rilasci a generato una bolla toroidale (toroidale su Wikipedia) che si sviluppò nel centro della nebulosa e che nel tempo ha subito una enorme distorsione: la S che vediamo nel centro dell'immagine.
Gli astronomi hanno ipotizzato che la causa di quesa distorsione sia da ricercare nel fatto che la stella che ha originato la nebulosa in realtà appartiene ad un sistema binario. La distorsione della sarebbe quindi causata dai disturbi gravitazionali della compagna.
Questa ipotesi è stata confermata durante le ultime osservazioni dell'oggetto fatte usando il Southern African Large Telescope.
Le osservazioni hanno trovato una piccola compagna che orbita intorno alla stella che ha generato la nebulosa con un periodo di 4 giorni.

Da questo Link è possibile scaricare la foto della nebulosa più ad alta risoluzione scattata dal telescopio Hubble.

Costellazione:	Mosca
Ascensione retta:	13h 33m 32,97s
Declinazione:	-65° 58′ 26,7″
Magnitudine:	10
Dimensione apparente:	90'' x 62''
Distanza:	3.000 a.l.
Velocità di avvicinamento:	9,5 km/s

Scoperta una galassia che va contro i nostri modelli galattici

L'universo oggi ha 13,7 miliardi di anni e le galassie come la via lattea sono maestosi ed affascinanti sistemi di gas e stelle organizzate in magnifiche spirali. Ma 12 miliardi di anni fa, all'inizio del suo sviluppo, l'antenata della via lattea sarebbe stata una piccola galassia nana disordinata e con solo un 1/50 della massa odierna.

Studiano oggetti molto lontani e quindi appartenenti a questo periodo dello sviluppo dell'universo, due astronomi hanno però scoperto una rarissima galassia che ha una massa almeno 5 volte quella della via lattea ma almeno 12 volte più piccola!.l'idrogeno e gli altri gas primordiali si sono già esauriti e la galassia oggi appare molto rossa.
In poche parole hanno scoperto per la prima volta una enorme galassia già inattiva in un periodo in cui tutte l'universo primordiale e le galassie stavano prendendo forma: 1,65 miliardi anni fa.
Ebbene Questo oggetto sfida le nostre teorie su come le galassie si sarebbero formate.

Approfondisci il tema dell'evoluzione galattica in questo approfondimento: Come si evolvono le galassie? è incluso anche un video didattico.

Gli astronomi si aspettano che le galassie di 1o2 miliardi di anni fa siano embrioni di piccola massa e che stiano freneticamente generando stelle giovani. Tuttavia la galassia in questione è  già 'un mostro' ed è già inattivo.
Stiamo parlando di ZF-COSMOS-20115.
I ricercatori hanno scoperto che in un breve lasso di tempo questa galassia massiccia ha generato tutte le sue stelle (circa tre volte più di quelle che oggi popolano la via lattea), attraverso un esplosivo ed estremo evento. In pratica ha generato le proprie stelle appena un miliardo di anni dopo il Big Bang, per entrare poi nella fase di riposo e di colore rosso.

Nel nostro Universo (quello quindi più vicino a noi) queste galassie sono comuni, ma non dovrebbero esistere in zone così remote e quindi epoche così antiche.
ZF-COSMOS-20115 è anche molto piccola ed estremamente densa. Ha 300 miliardi di stelle stipate in una regione di spazio che ha circa la stessa dimensione della zona tra il sole e la  vicinissima Nebulosa di Orione.

Gli astrofisici stanno ancora studiando come le galassie interrompono la loro formazione stellare e fino a poco tempo fa i nostri modelli indicavano che cadaveri di galassie come quella appena scoperta dovrebbero iniziare ad esistere almeno tre miliardi di anni dopo il Big Bang.
E non'è tutto: Il tasso di formazione stellare osservato di questa galassia produce meno di un quinto della massa del Sole all'anno in nuove stelle, ma al suo apice, 700 milioni di anni prima, questa galassia formava stelle 5.000 volte più velocemente. In sostanzia questa enorme galassia si è formata come un petardo in meno di 100 milioni di anni, proprio all'inizio della storia cosmica.
E' rapidamente diventata un oggetto mostruoso, poi altrettanto improvvisamente si è spenta e questa vita così breve con una morte così veloce non è prevista dalle teorie attuali.

Questa scoperta segna un nuovo record per la prima galassia rosso-massiccia. Si tratta di una scoperta estremamente rara che rappresenta una nuova sfida per i modelli di evoluzione di galassie.
In questa ricerca gli astronomi hanno utilizzato il telescopio W M Keck alle Hawaii per confermare le firme delle galassie, attraverso il nuovo e unico spettrografo MOSFIRE. Hanno usato spettri a lunghezze d'onda del vicino infrarosso per cercare le caratteristiche che identificano la presenza di vecchie stelle e una mancanza di formazione stellare.
Probabilmente, con il lancio del telescopio spaziale James Webb, gli astronomi saranno in grado di costruire grandi campioni di queste galassie morte.

(Video) Supernovae 1A - scoperto il primo compagno orbitante

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La natura delle supernovae di tipo 1A è non è ancora del tutto certa.
Secondo la teoria più accreditata queste supernovae nascono in sistemi binari in cui almeno una delle stelle nella coppia è una nana bianca.

Potete trovare qui un approfondimento che descrive nel dettaglio lo straordinario processo che porta alla formazione di questi astri luminosissimi: Come nascono le supernovae e perché sono così importanti per l'uomo?

Nella foto qua sopra potete vedere la supernova SNR 0.509-68,7 di tipo 1A  conosciuta anche come N103B, o meglio, la nebulosa che resta dopo l'esplosione della supernova. Si tratta di quella piccola nebulosa a forma di arco nella zona in alto a destra dell'immagine.

Questo resto di supernova si trova nella Grande Nube di Magellano, a poco più di 160.000 anni luce dalla Terra.
A differenza di molti altri residuati di supernova, N103B non ha una forma sferica, ma è fortemente ellittica.


Gli astronomi presumono che parte del materiale espulso dall'esplosione abbia colpito una densa nube di materiale interstellare che ne ha rallentato la sua velocità. Il guscio di materiale aperto da un lato ne supporterebbe l'idea.

La relativa vicinanza di N103B permette agli astronomi di studiare in grande dettaglio i cicli di vita delle stelle in un'altra galassia e probabilmente di svelare segreti ancora aperti sulle supernovae 1A.

Gli astronomi hanno osservato la nube N103B alla ricerca di un compagno della supernova che l'ha originata, come sarebbe previsto dalla teoria sulla loro formazione (vedi link sopra).

Per individuare i fronti d'urto dell'antica esplosione hanno guardato la regione con filtri H-alpha che mettono in evidenza le regioni di gas ionizzato dalle radiazioni di stelle vicine.
La speranza era di trovare una stella vicino al centro dell'esplosione.
La scoperta di un compagno superstite (la stella nana bianca) avrebbe messo fine alla discussione in corso circa l'origine di tipo Ia supernova.

E in effetti, una stella con i requisiti cercati è stata trovata! Tipo di stella, temperatura, luminosità e distanza dal centro della supernova originale, sono state riscontrate in una piccola stellina vicina al centro stimato dell'esplosione.
Questa stella ha approssimativamente la stessa massa del Sole, ma è circondata da un involucro di materiale caldo che è stata probabilmente espulsa dal sistema precedentemente all'esplosione.

Anche se questa stella è un candidato ragionevole come compagno sopravvissuto di all'esplosione di N103B, non è ancora certo che lo sia.
Gli astronomi stanno ancora studiando questa piccola stellina alla ricerca di una conferma spettroscopica.

La ricerca è ancora in corso!!

Zooniverse: e anche tu puoi scoprire un pianeta o un buco nero

Zooniverse è un portale di collaborazione scientifica che estende l'esperienza di calcolo collaborativo sperimentato già dall'agenzia SETI.

Il concetto è che molte fotografie astronomiche scattate da Hubble, dalle sonde spaziali e da altri strumenti che osservano il cielo di continuo, necessitano di una analisi visiva umana e non computerizzata.

Questo perché alcuni dettagli possono sfuggire agli algoritmi automatici, oppure il costo per programmarli è troppo alto, oppure ancora sono semplicemente impossibili da individuare perché necessitano della discrezione umana.

A questo punto la scienza chiede aiuto a tutti gli appassionati di scienza che vogliano dedicare del tempo ad analizzare fotografie per individuare qualcosa di nuovo. 
Che cosa?  Beh, la risposta risiede nel programma scientifico alla quale volete partecipare!

Per esempio è possibile consultare decine di foto di stelle scattate dalla sonda kepler e capire se, attraverso il metodo del transito, potrebbero ospitare pianeti extra-solari.
Oppure si possono consultare decine di immagini di galassie lontane, per individuare possibili buchi neri nel loro nucleo. 

Anche se i temi trattati sono molto complessi, l'analisi visiva è molto interessante e soprattutto resa semplicissima da istruzioni grafiche ed esempi che portano l'utente a svolgere le rilevazioni con semplicissimi click.

Ovviamente se c'è il sospetto che un utente abbia scoperto qualcosa, la sua rilevazione non entrerà subito nella storia.
Ma, se anche altri utenti hanno scoperto qualcosa sulla stessa immagine, viene inviato un alert ad un team di ricercatori, questa volta specializzati, che partendo dalle rilevazioni degli utenti consolideranno i risultati ed eventualmente apriranno nuove ricerche.
Periodicamente gli utenti vengono poi avvisati sull'esito delle rilevazioni a cui hanno partecipato.

Attraverso Zooniverse si può partecipare facilmente a ricerche non solo astronomiche ma anche riguardanti scienze terrestre, meteorologiche e via dicendo. 

Nel dettaglio, è possibile partecipare a questi progetti di ricerca astronomica:

https://www.zooniverse.org/projects?discipline=astronomy&page=1&status=live#space

L'ammasso di galassie Abel 1689 aiuta il telescopio spaziale hubble con la sua lente gravitazionale

Gli astronomi hanno usato l' occhio acuto del telescopio spaziale e la lente gravitazionale prodotta dal super ammasso di galassie Abell 1689 per trovare 58 galassie remote, che hanno prodotto la maggior parte delle nuove stelle durante i primi milioni di anni dell'universo. Sono le più piccole, le più deboli e le più numerose galassie mai viste dell'Universo remoto.

I cerchi bianchi sparsi in tutta l'immagine del super ammasso di galassie (a sinistra)