Filamenti, "fogli" e grandi regioni vuote che si estendono su scale enormi – sono il riflesso dei semi di densità primordiali
Osservando il cielo notturno, miliardi di stelle che vediamo appartengono per lo più alla nostra Via Lattea. Ma oltre i confini della nostra galassia si apre uno spettacolo ancora più vasto – la rete cosmica – un enorme "tessuto" di ammassi di galassie, filamenti e vuoti che si estende per centinaia di milioni di anni luce. Questa struttura su larga scala deriva da piccole fluttuazioni di densità nell'Universo primordiale, amplificate dalla gravità nel corso del tempo cosmico.
In questo articolo discuteremo come si formano gli ammassi di galassie, come si integrano nella rete cosmica fatta di filamenti e "fogli", e qual è la natura dei grandi vuoti tra di essi. Comprendendo la distribuzione della materia su larga scala, riveliamo aspetti fondamentali dell'evoluzione e della struttura dell'Universo.
1. Formazione delle strutture su larga scala
1.1 Dalle fluttuazioni primordiali alla rete cosmica
Poco dopo il Big Bang, l'Universo era estremamente caldo e denso. Piccole fluttuazioni quantistiche, forse originate durante l'inflazione, crearono lievi regioni di sovra- e sotto-densità in una materia e radiazione quasi uniformemente distribuite. Successivamente, la materia oscura iniziò ad accumularsi in queste regioni di sovrabbondanza; con l'espansione e il raffreddamento dell'Universo, la materia barionica (ordinaria) cadde nei "pozzi gravitazionali" della materia oscura, accentuando le differenze di densità.
Così si è formato l'intreccio cosmico che conosciamo oggi:
- Filamenti: lunghe e strette catene di galassie e gruppi di galassie, che si estendono come "colonne vertebrali" della materia oscura.
- Fogli («Walls»): strutture bidimensionali disposte tra i filamenti.
- Vuoti: enormi regioni a bassa densità con poche galassie; occupano la maggior parte del volume dell'Universo.
1.2 Sistema ΛCDM
Il modello cosmologico più accettato ΛCDM (Lambda materia oscura fredda) afferma che l'energia oscura (Λ) guida l'accelerazione dell'espansione dell'Universo, mentre la materia oscura non relativistica (fredda) domina la formazione delle strutture. In questo scenario, le strutture si formano gerarchicamente — gli aloni più piccoli si uniscono in quelli più grandi, creando le grandi strutture che osserviamo. La distribuzione delle galassie a queste scale corrisponde strettamente ai risultati delle simulazioni cosmiche moderne, confermando le previsioni di ΛCDM.
2. Ammassi di galassie: giganti della rete cosmica
2.1 Definizione e proprietà
Ammassi di galassie – le strutture più massicce legate gravitazionalmente nell'Universo, che ospitano spesso centinaia o addirittura migliaia di galassie su diversi megaparsec. Caratteristiche principali:
- Molta materia oscura: ~80–90% della massa dell'ammasso è costituita da materia oscura.
- Mezzo intergalattico caldo (ICM): Le osservazioni ai raggi X mostrano enormi quantità di gas caldo (107–108 K) che riempiono lo spazio tra le galassie.
- Legame gravitazionale: Una massa totale sufficiente mantiene i membri legati nonostante l'espansione dell'Universo, quindi un ammasso è una sorta di "sistema chiuso" su scale cosmiche temporali.
2.2 Formazione tramite crescita gerarchica
Gli ammassi crescono accrescendo gruppi più piccoli e scontrandosi con altri ammassi. Questo processo continua anche nell'epoca attuale. Poiché gli ammassi si formano nei nodi della rete cosmica (dove si incrociano le strutture filamentose), diventano le "città" dell'Universo, e i filamenti circostanti forniscono loro materia e galassie.
2.3 Metodi di osservazione
Ci sono diversi modi in cui gli astronomi rilevano e studiano gli ammassi di galassie:
- Indagini ottiche: In grandi studi sul redshift, come SDSS, DES o DESI, si cercano grandi aggregati di galassie.
- Osservazioni a raggi X: Il gas caldo tra gli ammassi emette intensi raggi X, quindi le missioni Chandra e XMM-Newton sono particolarmente importanti per rilevare gli ammassi.
- Lente gravitazionale: La massa enorme di un ammasso curva la luce degli oggetti di sfondo, fornendo un modo indipendente per determinare la massa totale dell'ammasso.
Gli ammassi agiscono come importanti laboratori cosmici – misurando la loro quantità e distribuzione in diversi periodi, si possono ottenere parametri fondamentali della cosmologia (ad esempio, l'ampiezza delle fluttuazioni di densità σ8, la densità della materia Ωm e le proprietà dell'energia oscura).
3. Rete cosmica: filamenti, "fogli" e vuoti
3.1 Filamenti: autostrade della materia
Filamenti – strutture allungate simili a corde di materia oscura e barioni, che guidano il movimento di galassie e gas verso i centri degli ammassi. Possono estendersi da pochi a decine o centinaia di megaparsec. Lungo questi filamenti, gruppi più piccoli di galassie e ammassi "pendono" come "perle su un filo", dove alle intersezioni la massa è ulteriormente concentrata.
- Contrasto di densità: Nei filamenti la densità supera di alcune o decine di volte la media cosmica, anche se non sono densi come gli ammassi.
- Flusso di gas e galassie: La gravità spinge gas e galassie a muoversi lungo i filamenti verso nodi massicci (ammassi).
3.2 "Fogli" o "Walls"
Fogli (o "Walls"), situati tra i filamenti, sono strutture bidimensionali su larga scala. Alcuni casi osservati, come il Great Wall, si estendono per centinaia di megaparsec. Sebbene non siano stretti o densi come i filamenti, collegano le aree tra filamenti più rari e vuoti.
3.3 Vuoti: regioni cosmiche di "cavitazione"
Vuoti – enormi, quasi vuote aree in cui la quantità di galassie è molto inferiore rispetto ai filamenti o agli ammassi. Le loro dimensioni possono raggiungere decine di megaparsec, occupando la maggior parte del volume dell'Universo, ma contenendo solo una piccola frazione della massa.
- Struttura nei vuoti: I vuoti non sono completamente vuoti. Vi esistono anche galassie nane o piccoli filamenti, ma la densità può essere ~5–10 volte inferiore alla media.
- Importanza per la cosmologia: I vuoti sono sensibili alla natura dell'energia oscura, a modelli alternativi di gravità e alle fluttuazioni di densità su piccola scala. Recentemente i vuoti sono diventati un nuovo fronte per testare deviazioni dal modello ΛCDM standard.
4. Evidenze a supporto della rete cosmica
4.1 Indagini sul redshift delle galassie
Le grandi indagini sul redshift condotte alla fine degli anni '70 e all'inizio degli anni '80 (es. CfA Redshift Survey) hanno rivelato ammassi di galassie chiamati "Great Walls" e regioni vuote ora note come vuoti. Le attuali indagini di maggior portata, come 2dFGRS, SDSS, DESI, hanno studiato milioni di galassie, non lasciando dubbi che la loro distribuzione corrisponda al disegno della rete creato dalle simulazioni cosmiche.
4.2 Fondo cosmico a microonde (CMB)
Gli studi delle anisotropie del CMB (Planck, WMAP e missioni precedenti) confermano le proprietà iniziali delle fluttuazioni. Quando queste fluttuazioni sono evolute in avanti nel tempo nelle simulazioni, crescono fino a formare la struttura della rete cosmica. L'elevata precisione delle misure del CMB permette di determinare la natura dei semi di densità che determinano la struttura su larga scala.
4.3 Lensing gravitazionale e weak lensing
Studi di weak lensing tracciano lievi distorsioni nella forma delle galassie di sfondo causate dalla materia interposta. CFHTLenS, KiDS e altri progetti hanno rivelato che la massa si distribuisce secondo lo stesso schema della rete tracciata dalla disposizione delle galassie, confermando ulteriormente che la materia oscura su larga scala si distribuisce in modo simile ai barioni.
5. Approcci teorici e simulativi
5.1 Simulazioni N-corpi
Simulazioni N-corpi della materia oscura evidenziano naturalmente lo "scheletro" della rete cosmica, dove miliardi di particelle collassano gravitazionalmente formando aloni e filamenti. Punti chiave:
- Formazione della "Rete": I filamenti collegano regioni dense (ammassi, gruppi), riflettendo la dinamica gravitazionale dei flussi dalle regioni esterne.
- Vuoti: Si formano in regioni a bassa densità, dove i flussi di materia spingono via la materia, accentuando ulteriormente i vuoti.
5.2 Idrodinamica e formazione delle galassie
Aggiungendo la idrodinamica (fisica del gas, formazione stellare, feedback) ai codici N-corpi, si osserva meglio come le galassie si distribuiscono nella rete cosmica:
- Accrescimento filamentoso del gas: In molte simulazioni, il gas freddo scorre lungo i filamenti verso le galassie in formazione, stimolando la formazione stellare.
- Effetto del feedback: I getti di supernove e AGN possono disturbare o riscaldare il gas in accrescimento, modificando la struttura locale della rete.
5.3 Problemi rimanenti
- Questioni su piccola scala: Fenomeni come il "core-cusp" o il "too-big-to-fail" mostrano discrepanze tra le previsioni ΛCDM e alcune osservazioni di galassie locali.
- Vuoti cosmici: La modellazione dettagliata della dinamica dei vuoti e delle strutture minori in essi contenute rimane un campo di ricerca intenso.
6. Evoluzione della rete cosmica nel tempo
6.1 Periodo precoce: grandi spostamenti verso il rosso
Subito dopo la reionizzazione (z ∼ 6–10) la rete cosmica non era ancora così evidente, ma comunque visibile dalla distribuzione di aloni piccoli e galassie emergenti. I filamenti potevano essere più stretti e rari, ma comunque convogliavano flussi di gas verso i centri protogalattici.
6.2 Rete in maturazione: spostamenti verso il rosso intermedi
Intorno a z ∼ 1–3 le strutture filamentose sono già molto più evidenti, alimentando galassie con intensa formazione stellare. Gli ammassi si formano rapidamente e si uniscono in strutture sempre più massicce.
6.3 Periodo attuale: nodi ed espansione dei vuoti
Oggi vediamo ammassi maturi come nodi nella rete, mentre i vuoti si sono notevolmente espansi sotto l'influenza dell'energia oscura. Molte galassie si trovano in filamenti densi o ambienti di ammassi, ma alcune rimangono isolate nelle profondità dei vuoti, evolvendosi in modo molto diverso.
7. Ammassi di galassie come indicatori cosmologici
Poiché gli ammassi di galassie sono le strutture legate più massicce, la loro abbondanza in diversi periodi dell'Universo è molto sensibile:
- Densità della materia oscura (Ωm): Più materia significa una formazione più intensa degli ammassi.
- Ampiezza delle fluttuazioni di densità (σ8): Fluttuazioni più forti portano a una formazione più rapida di aloni massicci.
- Energia oscura: Influisce sul tasso di crescita delle strutture. Se nell'Universo c'è più energia oscura, gli ammassi si formano più lentamente in epoche successive.
Pertanto, i dati delle osservazioni degli ammassi di galassie, cioè il loro numero, massa (misurata tramite raggi X, lensing o effetto Sunyaev–Zel’dovich) e l'evoluzione con lo spostamento verso il rosso, permettono di determinare parametri cosmologici solidi.
8. Rete cosmica ed evoluzione delle galassie
8.1 Condizioni ambientali
L'ambiente della rete cosmica influenza fortemente l'evoluzione delle galassie:
- Nei centri degli ammassi: La grande differenza di velocità, la rimozione della pressione del gas (ram pressure) e le fusioni spesso spengono la formazione stellare, motivo per cui lì si trovano molte grandi galassie ellittiche.
- "Alimentazione" dai filamenti: Le galassie a spirale possono continuare a formare attivamente stelle se ricevono costantemente nuovo gas dai filamenti.
- Galassie dei vuoti: isolate, con evoluzione più lenta, che mantengono il gas più a lungo e continuano la formazione stellare nel futuro cosmico.
8.2 Arricchimento chimico
Le galassie che si formano nei nodi densi sperimentano molte esplosioni stellari e feedback, espellendo metalli nel mezzo intergalattico o nei filamenti. Anche le galassie nei vuoti si arricchiscono leggermente tramite deflussi sporadici o flussi cosmici, sebbene più lentamente rispetto alle regioni più dense.
9. Direzioni future e osservazioni
9.1 Nuove generazioni di grandi survey
LSST, Euclid e il Telescopio Spaziale Nancy Grace Roman studieranno miliardi di galassie, fornendo un'immagine 3D estremamente precisa del tessuto cosmico. Dati di lensing migliorati permetteranno di determinare con maggiore chiarezza la distribuzione della materia oscura.
9.2 Osservazioni profonde di filamenti e vuoti
La rilevazione del "Warm–Hot Intergalactic Medium (WHIM)" nei filamenti presenta ancora difficoltà. Le future missioni a raggi X (ad esempio, Athena) e una spettroscopia più avanzata nell'UV o nei raggi X potrebbero rivelare la foschia dei ponti gassosi tra le galassie, mostrando infine i "barioni mancanti" nella rete cosmica.
9.3 Cosmologia precisa dei vuoti
Si sviluppa anche il campo della cosmologia dei vuoti, volto a utilizzare le proprietà dei vuoti (distribuzione delle dimensioni, forme, flussi di velocità) per testare teorie alternative della gravità, modelli di energia oscura e altre varianti non-ΛCDM.
10. Conclusione
Ammassi di galassie, visibili nei nodi della rete cosmica, insieme a filamenti, "fogli" e vuoti disposti tra di essi, costituiscono la "struttura" principale dell'Universo alle scale più grandi. Queste strutture sono nate da piccole fluttuazioni di densità nell'Universo primordiale, amplificate dall'espansione guidata dalla materia oscura e dall'energia oscura.
Oggi vediamo una rete cosmica dinamica, piena di enormi ammassi, filamenti intrecciati contenenti molte galassie, e ampi spazi quasi vuoti. Queste enormi forme di "costruzione" non solo riflettono l'importanza delle leggi gravitazionali su scala intergalattica, ma sono anche essenziali per testare i modelli cosmologici e per la nostra comprensione di come le galassie si evolvono nelle regioni più dense o più rare dell'Universo.
Collegamenti e letture approfondite
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Come i filamenti sono intrecciati nella rete cosmica.” Nature, 380, 603–606.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Una fetta dell'universo.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Springel, V., et al. (2005). “Simulazioni della formazione, evoluzione e aggregazione di galassie e quasar.” Nature, 435, 629–636.
- Cautun, M., et al. (2014). “La rete cosmica della materia oscura fredda.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
- Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “Vuoti Cosmici: Struttura, Dinamica e Galassie.” International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.