Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Ammassi di galassie e superammassi

I sistemi gravitazionalmente legati più grandi, che formano la rete cosmica e influenzano le galassie dei membri dell'ammasso

Le galassie non sono isolate nello spazio. Si aggregano in ammassi – enormi strutture composte da centinaia o migliaia di galassie legate dalla gravità comune. Su scala ancora più ampia esistono i superammassi, che collegano molti ammassi lungo i filamenti della rete cosmica. Queste enormi strutture dominano le regioni più dense dell'Universo, determinano la distribuzione delle galassie e influenzano ogni galassia nell'ammasso. In questo articolo esamineremo cosa sono gli ammassi e i superammassi di galassie, come si formano e perché sono importanti per comprendere la cosmologia su larga scala e l'evoluzione delle galassie.

1. Definizione di ammassi e superammassi

1.1 Ammassi di galassie: il nucleo della rete cosmica

Ammassi di galassie sono sistemi legati gravitazionalmente che possono contenere da alcune decine a migliaia di galassie. La massa totale degli ammassi è tipicamente ∼1014–1015 M⊙. Oltre alle galassie, contengono:

  1. Aloni di materia oscura: La maggior parte della massa dell'ammasso (~80–90 %) è costituita da materia oscura.
  2. Mezzo intracluster caldo (ICM): Gas rarefatto e molto caldo (temperatura 107–108 K), che emette radiazione X.
  3. Galassie interagenti: Le galassie nell'ammasso subiscono stripping del gas dovuto alla pressione dinamica (ram-pressure stripping), "harassment" o fusioni, poiché la frequenza degli incontri è elevata.

Gli ammassi sono spesso individuati cercando un'alta concentrazione di galassie in indagini ottiche, osservando i raggi X dell'ICM o utilizzando il effetto Sunyaev–Zel’dovich – la distorsione dei fotoni del fondo cosmico a microonde causata dagli elettroni caldi nell'ammasso.

1.2 Superammassi: strutture più libere e più grandi

Superammassi non sono completamente legati gravitazionalmente, ma piuttosto associazioni libere di ammassi e gruppi di galassie collegati da filamenti. Si estendono da alcune decine a centinaia di megaparsec, mostrando la struttura su larga scala dell'Universo e i nodi più densi della rete cosmica. Sebbene alcune parti di un superammasso possano essere connesse, non tutte le regioni di queste strutture saranno stabilmente collassate su scale temporali cosmiche, se non completamente formate.

2. Formazione e evoluzione degli ammassi

2.1 Crescita gerarchica nel modello ΛCDM

Secondo il modello cosmologico moderno (ΛCDM), gli aloni di materia oscura crescono gerarchicamente: prima si formano aloni più piccoli che si fondono, formando nel tempo gruppi e ammassi di galassie. Le fasi principali sono:

  1. Fluttuazioni di densità primordiali: Piccole differenze di densità formatesi dopo l'inflazione si "smorzano" gradualmente.
  2. Stadio dei gruppi: Le galassie si aggregano inizialmente in gruppi (~1013 M⊙), che successivamente si uniscono ad altri aloni.
  3. Stadio del ammasso: Quando i gruppi si uniscono, si formano ammassi con un potenziale gravitazionale sufficientemente profondo da trattenere il caldo ICM.

Gli aloni più grandi degli ammassi possono continuare a crescere, incorporando altre galassie o fondendosi con altri ammassi, formando le strutture gravitazionalmente legate più massicce dell'Universo [1].

2.2 Mezzo intracluster e riscaldamento

Quando gruppi si fondono in ammassi, il gas in caduta viene riscaldato violentemente fino a temperature viriali di decine di milioni di gradi, creando una sorgente di raggi X — il mezzo intracluster caldo (ICM). Questo plasma influenza significativamente le galassie dell'ammasso, ad esempio tramite lo stripping da pressione dinamica.

2.3 Ammassi rilassati e non rilassati

Alcuni ammassi, che hanno subito grandi fusioni in passato, sono detti "relaxed" (rilassati), con emissione X uniforme e un unico profondo potenziale gravitazionale. Altri mostrano evidenti sub-strutture, indicative di collisioni in corso o recenti — fronti d'urto nel mezzo ICM o più aggregati galattici separati indicano un ammasso "unrelaxed" (non rilassato) (es. "Bullet Cluster") [2].

3. Caratteristiche osservative

3.1 Radiazione a raggi X

L'ICM caldo negli ammassi è una potente sorgente di raggi X. Telescopi come Chandra e XMM-Newton osservano:

  • Radiazione termica da cariche libere (bremsstrahlung): elettroni caldi che emettono nel range dei raggi X.
  • Abbondanza chimica: linee spettrali che indicano elementi pesanti (O, Fe, Si) sparsi dalle supernove nelle galassie dell'ammasso.
  • Profili dell'ammasso: distribuzione della densità e temperatura del gas, che consente di ricostruire la distribuzione di massa e la storia delle fusioni.

3.2 Indagini ottiche

Una concentrazione densa di galassie rosse ed ellittiche al centro dell'ammasso è tipica degli ammassi. Le analisi spettrali aiutano a identificare ammassi ricchi (es. Coma) tramite lo spostamento verso il rosso compatto dei membri confermati. Spesso al centro dell'ammasso troviamo la massiccia "Brightest Cluster Galaxy" (BCG), che indica una profonda buca gravitazionale.

3.3 Effetto Sunyaev–Zel’dovich (SZ)

Gli elettroni caldi dell'ICM possono interagire con i fotoni del fondo cosmico a microonde, trasferendo loro un po' di energia. Questo genera il caratteristico effetto SZ, che riduce l'intensità della CMB lungo la linea dell'ammasso. Questo metodo permette di rilevare gli ammassi quasi indipendentemente dalla loro distanza [3].

4. Effetti sulle galassie dell'ammasso

4.1 "Stripping" del gas (pressione dinamica) e quenching

Quando una galassia si muove ad alta velocità attraverso un denso ICM caldo, il gas viene "strappato". Ciò porta alla perdita del carburante per la formazione stellare, generando galassie ellittiche o S0 "rosse e inattive" carenti di gas.

4.2 "Harassment" e interazioni tidal

In ambienti di ammassi densi, i passaggi ravvicinati di galassie possono disturbare i dischi stellari, formando deformazioni o barre. Questa dinamica ricorrente di "harassment" riscalda progressivamente la componente stellare a spirale e la trasforma in una lenticolare (S0) [4].

4.3 BCG e membri luminosi

Le galassie più luminose degli ammassi (BCG), solitamente vicine al centro dell'ammasso, possono crescere significativamente tramite "cannibalismo galattico" — assorbendo satelliti o fondendosi con altre grandi componenti. Sono caratterizzate da aloni stellari molto estesi e spesso da buchi neri supermassicci che emettono potenti getti radio o attività AGN.

5. Superammassi e rete cosmica

5.1 Filamenti e voids

I superammassi collegano gli ammassi tramite filamenti di galassie e materia oscura, mentre le voids riempiono gli spazi più vuoti. Questa "tessitura" della rete deriva dalla distribuzione su larga scala della materia oscura, che ha determinato le fluttuazioni di densità iniziali [5].

5.2 Esempi di superammassi

  • Superammasso locale (LSC): Include gli ammassi della Vergine (Virgo), il Gruppo Locale (dove si trova la Via Lattea) e altri gruppi vicini.
  • Superammasso di Shapley: Uno dei più massicci nell'Universo locale (~200 Mpc di distanza).
  • Sloan Great Wall: Enorme struttura di superammassi individuata nelle indagini Sloan Digital Sky Survey.

5.3 Connettività gravitazionale?

Molti superammassi non sono completamente virializzati – possono "diluirsi" a causa dell'espansione dell'Universo. Solo alcune parti più dense dei superammassi collassano definitivamente in futuri aloni di ammassi. A causa dell'espansione accelerata, i filamenti su larga scala possono "allungarsi" e rarefarsi, separandosi gradualmente dall'ambiente su scale temporali cosmiche.

6. Cosmologia degli ammassi

6.1 Funzione di massa degli ammassi

Calcolando gli ammassi come funzione di massa e redshift, i cosmologi testano:

  1. Densità della materia (Ωm): Una densità maggiore significa più ammassi.
  2. L'energia oscura: Il tasso di crescita delle strutture (inclusi gli ammassi) dipende dalle proprietà dell'energia oscura.
  3. σ8: L'ampiezza delle fluttuazioni di densità iniziali determina la rapidità con cui si formano gli ammassi [6].

Gli studi a raggi X e SZ permettono di determinare con precisione le masse degli ammassi, fornendo così vincoli rigorosi ai parametri cosmologici.

6.2 Lente gravitazionale

La lente gravitazionale su scala di ammasso aiuta anche a stimare la massa dell'ammasso. La forte lente forma sorgenti giganti ad arco o immagini multiple, mentre la lente debole distorce leggermente le forme delle galassie di sfondo. Queste misurazioni confermano che la materia ordinaria (visibile) costituisce solo una piccola frazione della massa degli ammassi — domina la materia oscura.

6.3 Frazione barionica e CMB

Il rapporto tra la massa del gas (barionica) e la massa totale dell'ammasso mostra la frazione barionica universale, che confrontiamo con i dati del fondo cosmico a microonde (CMB). Questi studi confermano costantemente il modello ΛCDM e affinano il bilancio barionico dell'Universo [7].

7. Evoluzione di ammassi e superammassi nel tempo

7.1 Protammassi ad alto redshift

Osservando galassie lontane (ad alto z), si trovano protammassi – dense concentrazioni di giovani galassie, che presto potrebbero "collassare" in ammassi completi. Alcune galassie con intensa formazione stellare o AGN intorno a z∼2–3 si trovano in queste regioni densamente popolate, precorrendo gli attuali ammassi massicci. JWST e i grandi telescopi terrestri stanno sempre più frequentemente scoprendo questi protammassi, identificando piccole aree del cielo con i gruppi di galassie a "redshift" più ricchi e attività stellare intensa.

7.2 Fusioni degli ammassi stessi

Gli ammassi possono fondersi tra loro, formando sistemi estremamente massicci – i "collisioni di ammassi" generano fronti d'urto nel mezzo ICM (ad esempio, l'"Ammasso Bullet") e rivelano strutture subhalo. Questi sono gli eventi gravitazionalmente legati più grandi nell'Universo, che liberano enormi quantità di energia, riscaldando il gas e riorganizzando le galassie.

7.3 Il futuro dei superammassi

Con l'espansione dell'Universo (dominata dall'energia oscura), è probabile che una buona parte dei superammassi non collassi mai. In futuro, le fusioni di ammassi continueranno a formare enormi aloni virializzati, ma le parti più grandi dei filamenti potrebbero allungarsi e rarefarsi, separando queste mega-strutture come "universi separati".

8. Esempi più noti di ammassi e superammassi

  • Ammasso Coma (Abell 1656): Un ammasso massiccio e ricco (~300 milioni di anni luce di distanza), noto per la sua abbondanza di galassie ellittiche e S0.
  • Ammasso della Vergine (Virgo): L'ammasso ricco più vicino (~55 milioni di anni luce), che include la gigantesca ellittica M87. Appartiene al Superammasso Locale.
  • Ammasso Bullet (1E 0657-558): Mostra la collisione di due ammassi, dove il gas a raggi X è spostato rispetto agli accumuli di materia oscura (determinati tramite lensing) — una prova importante dell'esistenza della materia oscura [8].
  • Superammasso di Shapley: Uno dei superammassi più grandi conosciuti, esteso per ~200 Mpc, composto da una rete di ammassi connessi.

9. Sintesi e prospettive future

Ammassi di galassie – i sistemi legati gravitazionalmente più grandi – sono i nodi più densi della rete cosmica, che mostrano come la materia su larga scala si organizza. In essi avvengono complesse interazioni tra galassie, materia oscura e mezzo intercluster caldo, che determinano cambiamenti morfologici e lo "spegnimento" della formazione stellare negli ammassi. Nel frattempo, i superammassi rappresentano una struttura ancora più ampia di questi massicci nodi e filamenti, illustrando lo scheletro della rete cosmica.

Osservando le masse degli ammassi, analizzando l'emissione a raggi X e SZ e valutando il lensing gravitazionale, gli scienziati determinano i principali parametri cosmologici, tra cui la densità della materia oscura o le proprietà dell'energia oscura. I progetti futuri (ad esempio, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) forniranno migliaia di nuove scoperte di ammassi, affinando ulteriormente i modelli cosmici. Allo stesso tempo, osservazioni profonde permetteranno di individuare i protocluster nelle epoche precoci e di seguire più dettagliatamente come le strutture su scala di superspazi cambiano nell'Universo in rapida espansione.

Sebbene le galassie stesse siano meravigliose, la loro struttura collettiva negli ammassi massicci e nei superspazi espansi mostra che l'evoluzione cosmica è un fenomeno comune, dove ambiente, aggregazione gravitazionale e feedback si fondono, creando le più grandi strutture dell'Universo a noi note.

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  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Condensazione del nucleo negli aloni pesanti – Una teoria in due fasi per la formazione delle galassie e il problema dei satelliti mancanti.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). “Vincoli diretti sulla sezione d'urto dell'auto-interazione della materia oscura dall'ammasso di galassie in fusione 1E 0657–56.” The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “L'interazione tra materia e radiazione nell'Universo in espansione.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). “Trasformazione morfologica da harassment galattico.” The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Come i filamenti sono intrecciati nella rete cosmica.” Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). “Parametri cosmologici dalle osservazioni degli ammassi di galassie.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). “Chandra Cluster Cosmology Project III: Vincoli sui parametri cosmologici.” The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). “Ricostruzione della massa tramite weak-lensing dell'ammasso in interazione 1E 0657–558: Prova diretta dell'esistenza della materia oscura.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
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