INAF - Osservatorio Astronomico di. Capodimonte - Napoli

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1 INAF - Osservatorio Astronomico di Capodimonte - Napoli

2 Origine del concetto di galassia: Prima del 1920 nessuno sapeva cosa fosse una galassia Nel 1920 pochi sapevano cosa fosse una galassia A partire dal 1920 tutti gli astronomi sapevano cosa fosse una galassia Nel 1920, con la conclusione del grande dibattito sulla natura delle nebulose gassose organizzata dall Accademia delle Scienze di Washington, ha inizio l era dell astronomia extragalattica. Harlow Shapley ( ) natura galattica delle nebulose Heber Doust Curtis ( ) natura extra-galattica delle nebulose Le galassie svolgono nel macro-cosmo la stessa funzione svolta dagli atomi nel micro-cosmo possono essere considerate gli elementi fondamentali di cui è costituito l Universo, nello stesso modo in cui gli atomi vengono considerati come gli elementi fondamentali di cui è costituita la materia.

3 Nel passato... ( ) - T. Digges: le stelle non sono poste tutte alla stessa distanza ma sono uniformemente distribuite nello spazio l universo non è contenuto nella sfera delle stelle fisse ma è uniformemente popolato di stelle. ( ) - G. Bruno: supera la concezione geocentrica, eliocentrica ed antropocentrica l infiniti mondi di cui è costituito l universo sono popolati tutti da essere viventi. ( ) - G. Galilei: grazie alle osservazioni col telescopio non sono le singole stelle ma i sistemi di stelle come la Via Lattea a popolare uniformemente l universo. ( ) - E. Kant: in Storia generale della natura e teorie dei cieli introduce il termine di universi-isola. Tutte speculazioni del pensiero - nessuna prova scientifica a sostegno seconda metà del XIX secolo: avvento della spettroscopia analisi fisica dei sistemi individuazione di 2 diversi tipi di nebulose: a) nebulose stellari b) nebulose gassose Inizio del grande dibattito...

4 Da cosa sono formate le Galassie: Massa (visibile): M Θ (10 44 g) stelle: 90% materia interstellare: 10% gas: 90% polvere (e corpi solidi): 10% ionizzato: 10% neutro: 90% atomi e molecole

5 appena formate densità: 1 g/cm 3 massa: g T: K giovani (0.1 Gyr) vecchie (15 Gyr)

6 densità: 1 atomo / cm 3 T: K

7 nebulose planetarie V 1000 km / s massa 0.1 M Θ

8 radiazione X T 10 7 K visibile T 10 4 K V km/s massa: 50% infrarosso onde radio (V c) T K

9 si trova nei dischi Polvere particelle di qualche micron temperature basse ( K)

10 Classificazione delle galassie Nel 1924, Edwin Hubble suddivise le galassie in classi morfologiche, sulla base della loro apparenza. La classificazione morfologica delle galassie costituisce un buon punto di partenza per capire le differenze tra i vari tipi di galassie.

11 Schema di classificazione di Hubble (Hubble 1936) Ellitticche (E) Lenticolari (S0) Spirali (S) e spirali barrate (SB) Irregolari (Ir)

12 Galassie ellittiche massa compresa tra 10 5 e M O Luminosità compresa tra 3x10 5 e L O rapporto M/L ~ 100 M O /L O diametro compreso tra 10 e anni luce popolozione stellare vecchia (II) e giovane avanzata (I) costituiscono circa il 20% dell intera popolazione di galassie struttura regolare e simmetrica e contorni ellittici sotto-tipi da E0 a E7 definiti sulla base dello schiacciamento apparente (non 3-D): En con n = 10x(1-b/a) con a e b assi maggiore e minore apparenti.

13 Galassie Ellittiche

14 Galassie lenticolari o S0 regione centrale molto brillante e regolare ( bulge, simile ad una galassie ellittica), circondata da una regione estesa la cui brillanza decresce meno rapidamente (simile ad un disco) non è visibile alcuna struttura, né bracci di spirale Inizialmente si credeva che fossero oggetti di transizioni tra le ellittiche e le spirali Sa. Questa ipotesi non sembra però probabile essendo una tipica galassia S0 più debole di 1-2 mag rispetto ad una tipica E o Sa.

15 Galassie spirali sono costituite da: bulge + disco + bracci di spirale costituiscono circa il 77% dell intera popolazione di galassie i sotto-tipi a, b, c sono definiti sulla base di 3 criteri: 1) rapporto di luminosità B/D tra bulge (B) e disco (D): Sa B/D>1; Sc B/D<0.2 2) grado di apertura dei braccidi spirale: Sa molto stretti; Sc molto aperti 3) grado di risoluzione delle regioni di formazione stellare (HII) massa compresa tra 10 9 e 4x10 11 M O Luminosità compresa tra 10 8 e 2x10 10 L O rapporto M/L ~ 10 M O /L O diametro compreso tra 15 e anni luce popolozione stellare: giovani stelle di popolazione I nei bracci di spirale; stelle vecchie di popolazione II nel nucleo e nell alone

16 Galassie spirali barrate si differenziano dalla galassie a spirale normali per la presenza di una struttura longitudinale a forma di barra che attraversa la regione nucleare e dalle cui estremità partono i bracci di spirale la suddivisione nei sotto-tipi a, b, c avviene secondo gli stessi criteri adoperati per le galassie a spirale normali

17 Galassie a Spirale

18 Galassie irregolari dal punto di vista morfologico, non presentano alcuna simmetria sono più piccole rispetto alle ellittiche ed alle spirali si suddividono in 2 sotto-tipi: 1) Irregolari di tipo I: sono risolte in stelle, ma la struttura a spirale è molto disturbata 2) Irregolari di tipo II: hanno una struttura regolare ma caotica (M82) con filamenti di gas massa compresa tra 10 8 e 3x10 10 M O Luminosità compresa tra 10 7 e 10 9 L O rapporto M/L ~ 10 M O /L O diametro compreso tra 1 e anni luce popolozione stellare di tipo I: molte stelle giovani (tipo B) e materia interstellare (gas e polvere) costituiscono circa il 3% dell intera popolazione di galassie

19 Galassie Irregolari

20 Andamento generale all interno della sequenza di Hubble, da E a Sc: diminuisce il rapporto Bulge/Disco diminuisce l età delle stelle aumenta il contenuto di gas aumenta la formazione stellare Alcune limitazioni dello schema di classificazione di Hubble: include solo le galassie più massicce (esclude le ellittiche nane, le irregolari nane e le giovani galassie compatte nane) l uso di tre soli parametri, per giunta tra di loro non correlati, non è sufficiente per una classificazione adeguata delle galassie a spirale

21 Classificazione morfologica di de Vaucouleurs Idea base: migliorare lo schema di Hubble, rendendo la classificazione più fine con l aggiunta di altre sottoclassi tipi morfologici misti: E/S0, Sab, Sbc tipi misti, barrate/normali: SA (non barrate), SB (barrate), SAB (intermedie) galassie con anelli interni: S(s) (braccia esterne all anello), S(r) (braccia interne all anell), S(rs) (situazione intermedia) galassie con anelli esterni: (R)S ampliamento delle spirali e tipi irregolari: Sm (tra le spirali e le irr); Im (irr magellaniche); Sd (Sc estreme); Sm (tra le Sd e le Im) scala di classificazione secondo il tipo t : aggiunta successivamente, nel 1976 (nel RC2) E0 S0 Sa Sb Sc Im (tipo t )

22 Schema della classificazione di de Vaucouleurs Sezione del diagramma: non barrata Limitazioni: la transizione E a Im non è lineare, dipendente da un solo parametro spirale la presenza di un anello o di una barra sono eventi tra di loro dipendenti non viene presa in considerazione la massa o altri importanti parametri. La classificazione si basa sulla morfologia e sulla brillanza superficiale. barrata anello

23 Classificazione di van den Bergh (1976) (rivisitazione della classificazione del 1960) viene conservata la classe delle galassie ellittiche; le galassie lenticolari, spirali normali e barrate vengono suddivise in tre classi parallele di galassie a disco: a) le lenticolari (prive di gas e di struttura a spirale); b) le anemiche (con poco gas, bassa formazione stellare e bracci di spirale appena accennati) c) le galassie spirali vere (ricche di gas, elevata formazione stellare e bracci di spirale evidenti) Parametri che guidano la transizione da lenticolari a spirali: età media delle stelle; quantità di gas presente; episodi di recente formazione stellare Alla base di questo schema di classificazione c è l idea secondo cui tutte le galassie nascono spirali e poi, gradualmente, evolvono in anemiche e lenticolari.

24 Sistema di classificazione di Yerkes (Morgan 1958) Questo sistema si basa sul fatto che esiste una forte correlazione tra la concentrazione di luce nel nucleo (cioè su quanto è grande il bulge ) e le proprietà integrate dello spettro. E dunque un sistema ad 1 solo parametro: il tipo spettrale integrato. E/S0 spettro di tipo K S spettro dominato dalle stelle di tipo F-K Irr spettro dominato dalle stelle di tipo A Nomenclatura: g S 2 Tipo spettrale (stelle dominanti) tipo di Hubble schiacciamento (p.e. bulge/disco) E - ellittiche 10(1-b/a) A, A-F, F, F-G, G, G-K, K D - S0 S - spirali B - barrate I - Irregolari R - simmetria di rotazione ma assenza di struttura E o S

25 Proprietà delle galassie in funzione del tipo morfologico: E0-E7 S0 Sa Sb Sc Irr "Bulge" nucleare Solo "bulge" Bracci di spirale no Gas quasi assente "bulge" e disco grande no appena accennati quasi assente piccolo no aperti evidenti lievi tracce ~ 1% 2-5% 5-10% 10-50% Stelle giovani / Regioni HII no no tracce parecchie dominanti Stelle vecchie (~ y) vecchie qualcuna giovane quasi tutte giovani Tipo spettrale G-K G-K G-K F-K A-F A-F colore rosso rosso blu Massa (MO) (molte) (poche) Luminosità (LO) (molte) (poche)

26 Proprietà delle popolazioni stellari nelle galassie: Popolazione II Popolazione I Alone Intermedia Disco Vecchia Estrema < z > (distanza dal piano in pc) < z > (km/s) b/a (sferoide) (?)? 100 concentrazione verso il nucleo forte forte forte (?) scarsa scarsa distribuzione regolare regolare regolare (?) irregolare (bracci) estremamente irregolare metalli (frazione) età (x10 10 anni) < 0.1

27 Fotometria Magnitudine m di una sorgente luminosa m = -2.5 log I + K I = intensità della sorgente K = costante di punto zero Stelle sorgenti puntiformi I è concentrata nella PSF Galassie sorgenti estese I è distribuita su una superficie Per gli oggetti estesi si definisce la brillanza superficiale µ : µ = -2.5 log I + K mag per unità di area mag/arcsec 2 Definizione: Dire che una sorgente estesa ha magnitudine m 0 = µ 0 significa che si riceve dall unità di superficie (1 arcsec 2 ) la stessa quantità di energia (I) ricevuta da una stella di magnitudine m 0.

28 Isofote: Luogo dei punti in cui è costante l intensità luminosa. Ogni isofota è caratterizzata da una propria brillanza superficiale µ i, cui corrisponde un raggio isofotale r i. r i µ i La magnitudine totale di una galassia deve essere sempre riferita ad un raggio isofotale, per esempio al raggio r 25 dell isofota µ = 25 mag/arcsec2. Bisogna integrare (sommare) il flusso all interno della superficie di raggio r 25 F Tot = Σ n (A n+1 - A n )(I n+1 - I n )/2 r n A n area dell ennesima corona circolare F n F tot F I n flusso all interno dell isofota di raggio r n. r n r

29 Profilo di luminosità: Rappresenta l andamento della variazione dell intensità superficiale I in funzione della distanza dal centro r. Fornisce indicazioni fondamentali sulla struttura di una galassia. a) componente sferoidale: 1) Legge di Hubble (1930) I(r) / I 0 = [(r / r c ) + 1] I 0 = intensità superficiale centrale r c = raggio del core (raggio entro cui la densità decresce rapidamente) riproduce bene l andamento dell intensit intensità superficiale nelle regioni centrali

30 2) Legge di de Vaucouleurs (1948) log (I/I e ) = [(r/r e ) 1/4-1] I e = intensità superficiale all interno del raggio efficace r c r c = raggio efficace (raggio entro cui è contenuta metà della luminosità della galassia) riproduce bene i profili delle galassie ellittiche e, in prima approssimazione,, la componente sferoidale delle spirali In termini di brillanza superficiale µ si ha: µ(r) = µ e [(r/r e ) 1/4-1] più in generale: 3) Legge di Sersic (o profili del tipo r 1/n ) µ(r) = µ e + C n [(r/r e ) 1/n - 1]con C n = 2.5 b n e b n = 0.868n Le deviazioni dalla r 1/4 servono ad individuare componenti secondarie Componenti più luminose sono caratterizzate da valori più elevati di n, che è sistematicamente più alto per le ellittiche rispetto alle S0

31 b) componente di disco: 1) Legge esponenziale (S0 e spirali) profilo di tipo I I(r) = I r/h µ(r) = µ 0 - (r/h) I 0 = intensità superficiale centrale h = fattore di scala: 2<h<5 kpc per i primi tipi morfologici (S0 - Sbc) h<2 per le Sc e le irregolari Ad eccezione delle galassie irregolari e delle galassie con un disco molto brillante, tutte le galassie a disco, una volta che µ 0 sia stata corretta per l inclinazione e l assorbimento galattico, si ha: µ 0 = ± 0.30 mag/arcsec 2 µ 0 e h sono legati alla luminosità del disco L D dalla relazione: L D = I(r) 2πr dr = 2πI 0 h 2

32 I I 0 2) Legge esponenziale profilo di tipo II I(r) = I 0 exp{-[(r/h)+(α/r) n ]} Questi profili presentano un PLATEAU nel passaggio dalla componente sferoidale a quella di disco dovuto, probabilmente, ad un cut-off interno, cioè ad una carenza di materiale nelle zone centrali. I 0 = intensità superficiale centrale α = distanza dal centro alla quale si ha il cut-off Componente sferoidale n = parametro indicante quanto il cut-off sia pronunciato I Componente sferoidale Componente esponenziale di tipo I plateau Componente esponenziale di tipo II r r

33 Esempio: galassia ESO377-G24

34 Proprietà dinamiche e fotometriche delle principali componenti di una galassia: DINAMICA: Sferoide: Vr ~ 60 km/s (?) σ ~ 300 km/s Disco: Vr ~ 250 km/s σ ~ 25 km/s (valori indicativi: servono solo ad evidenziare le differenze dinamiche delle due componenti) FOTOMETRIA: Sferoide: relazione lineare log I r 1/4 Disco: relazione lineare log I r

35 Curva di rotazione Curva di rotazione Esprime la velocità di rotazione delle stelle all interno di una galassia in funzione della loro distanza dal centro Si costruisce utilizzando le righe d emissione (se presenti componente gassosa) e/o d assorbimento (componente stellare) dello spettro della galassia I( I(λ) profilo osservato di una riga λ 0 λ λ I( I(λ o ) profilo in laboratorio della stessa riga La riga osservata sarà spostata per effetto Doppler di λ rispetto alla riga di laboratorio

36 Se indichiamo con dn/dv il numero di stelle che all interno di un elemento di volume dv della galassia hanno velocità: v = c (λ - λ 0 )/λ 0 λ = λ 0 (1 + v/c) avremo: I(λ) = I(λ 0 ) dn/dv dλ 0 = I(λ,v) dn/dv (1+v/c)dλ Anche il profilo della riga sarà spostato per effetto doppler! λ i λ c λ 0 λ c λ i

37 La riga risulterà allargata per il fatto che essa sarà formata da stelle che all interno dell elemento di volume dv hanno diverse velocità v (e quindi diverso spostamento doppler ): allargamanto della riga dispersione di velocità! Ciò che si osserva è dunque l integrale dei vari profili corrispondenti alle diverse velocità di rotazione delle singole stelle nell elemento di volume dv. y = v x x = R y fenditura dello spettrografo -v i v c +v i

38 La fenditura dello spettrografo può essere posta lungo uno qualsiasi degli assi della galassia. Generalmente, viene posta lungo l asse maggiore che coincide con la linea dei nodi e lungo la quale si ha la massima velocità di rotazione della galassia. v c è la velocità del baricentro della galassia. Ad ogni distanza x dal centro della riga corrisponde un volumetto di stelle dv posto a distanza R dal centro della galassia che si muove con velocità v i e dispersione di velocità σ i (corrispondente all allargamento della riga in quel punto). In questo modo è possibile costruire un grafico ponendo in ascissa la distanza dal centro della galassia (posto come origine) ed in ordinata la corrispondente velocità di rotazione media: v i = c(λ i - λ c )/λ c. Un grafico analogo può essere costruito con le dispersioni di velocità σ i.

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40 Interpretazione della curva di rotazione: v R (a) (b) R 0 R Le curve di rotazione delle galassie presentano un andamento come sopra: si possono distinguere due componenti: tratto (a) : la velocità di rotazione cresce linearmente con la distanza fino ad R 0 ; tratto (b) : per R > R 0, al crescere della distanza, la velocità resta costante o diminuisce lievemente.

41 Significato fisico: Caso dell ellissoide: a = R asse maggiore M R P b asse intermedio c asse minore q = (b/c)(b/a) schiacciamento dell ellissoide ellissoide sfera q = 1 Nel tratto (a) la galassia si comporta come un corpo rigido: in ogni punto P posto a distanza 0<R<R 0 dal centro della galassia si ha equilibrio tra forza di gravità e forza centrifuga la materia esterna a tale punto non esercita alcuna forza su di esso.

42 Calcolo della massa M di una galassia all interno di una data distanza radiale R: v R G m M R = m V R 2 M R = R V R 2 Raggio (kpc) M R R 0 m NGC 1035 NGC 2998 Vr (km/s) Mr (10 10 MO) Vr (km/s) R 2 R G forza centrifuga forza gravitazionale Mr (10 10 MO) G = x 10-8 (dyn cm 2 g -2 ) 1 pc = U.A. 1 U.A. = 1.496x10 13 cm 1 pc=3.086x10 18 cm 1 M O = 1.989x10 33 g

43 Per un punto P di massa m posto a distanza 0<R<R 0 dal centro della galassia sarà: v 2 /R = G(M/R 2 ) con M = (4/3) π q R 3 ρ v 2 = (4/3) π G q R 3 ρ R 2 posto: K = [(4/3) π G q R 3 ρ] 1/2 = cost. si ha: v = K R In questo modo è spiegato il tratto (a) della curva di rotazione. Dalla relazione precedente segue: ρ = (3 K 2 )/(4 π G q R 3 ) = cost. la densità all interno del volume di raggio R = R 0 è costante.

44 Un punto P posto a distanza R > R 0 dal centro della galassia si muoverà per effetto della forza esercitata su di esso dalla massa contenuta all interno dell ellissoide avente a = R = R 0. Per tutti questi punti si ha dunque un moto kepleriano, un moto la cui velocità decresce al crescere della distanza dal centro del moto secondo la seguente legge: v 2 /R = G(M/R 2 ) v = K R -1/2 con K = (GM) 1/2 = cost. ma: (GM) 1/2 = cost M = cost. In questo tratto non è la densità che resta costante ma è la massa che resta costante M = cost (4/3) π G q R 3 ρ= K ρ= [(3 K )/4π G q] R -3 ρ R -3 nel tratto (b) la densità di massa è una funzione che decresce come il cubo della distanza.

45 ρ(r) (a) (b) tratto (a) : ρ = cost. tratto (b) : ρ R -3 R 0 Il tratto kepleriano (b) della curva di rotazione non viene osservato. R Dopo il tratto (a) di corpo rigido le velocità di rotazione restano costanti o, in pochi casi, diminuiscono più lentamente rispetto a quanto previsto dal moto kepleriano esiste materia oscura nelle regioni esterne delle galassie Problema della massa mancante. Qual è il valore della densità dell universo? Evoluzione dell universo

46 L evoluzione dell Universo nel suo insieme può essere descritta dalle equazioni di Friedmann, dal nome del cosmologo russo che nel pervenenne ad una soluzione esatta delle equazioni di Einstein della Relatività Generale, private della costante cosmologica. La Teoria della Relatività Generale ci fornisce dunque gli strumenti matematici per la costruzione di quello che oggi viene definito Modello Standard di Universo. Il Modello Standard, comunemente accettato, è compatibile con le tre soluzioni di Friedman.

47 In tale modello, l Universo viene visto come una griglia la cui espansione è descritta da una funzione a(t) detta fattore di scala, che dipende solo dal tempo. Per esempio, se all epoca attuale t 0 la distanza d 0 tra due galassie è d 0= l, all epoca t (t t 0 ) la distanza sarà d=a(t)l. Il fattore di scala a(t), e quindi l evoluzione dell universo, può avere tre diversi andamenti, ognuno dei quali dipende dal parametro di densità misurato rispetto al valore critico di densità dell universo: ρ c * gr/cm 3. Ω = ρ oss. /ρ c Valori di Ω: Dalla dinamica Ω Tot ~ 10-1 Dalla nucleosintesi Ω Tot ~ 10-1 Dalla teoria dell inflazione Ω Tot = 1 Dalla materia oscura non barionica Ω Tot > 1 Alle tre soluzioni di Friedman corrispondono tre diverse geometrie (modelli) * ρc = (3 H 0 2 )/(8πG) con H0 =75 km s -1 Mpc -1

48 MODELLO SFERICO (Ω ( Tot < 1): L espansione dell Universo è lenta in modo che l attrazione gravitazionale tra galassie produca dapprima un rallentamento e poi l arresto. Il modello prevede una contrazione dell Universo su sé. All inizio dell espansione il raggio è zero (BIG BANG). Alla fine dell espansione il raggio è zero (BIG CRUNCH). L Universo ha curvatura positiva (K>0). Lo spazio è sferico, illimitato ma finito.

49 MODELLO PIATTO (Ω ( Tot = 1): L espansione dell Universo avviene con una velocità critica, che è quella richiesta per impedirne la contrazione. Il modello prevede un espansione dell Universo senza fine, ma sempre più lenta in quanto la velocità relativa tra le galassie diminuisce senza mai annullarsi. All inizio dell espansione il raggio è zero (BIG BANG). L Universo ha curvatura nulla (K=0). Lo spazio è piatto, illimitato ed infinito.

50 MODELLO IPERBOLICO (Ω ( Tot > 1): L espansione dell Universo avviene con una velocità sempre più grande, e la forza di gravità non riuscirà mai ad arrestarla. Il modello prevede un espansione dell Universo senza fine, con le galassie che alla fine si espanderanno a velocità costante. All inizio dell espansione il raggio è zero (BIG BANG). L Universo ha curvatura negativa (K<0). Lo spazio ha la forma di una sella, è illimitato ed infinito.

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52 Struttura dell universo:dalla piccola alla grande scala Sistema solare: diametro: ~ 10 ore luce massa: ~ 1 M O Galassia: diametro: ~ 10 5 anni luce massa: ~ M O componenti: stelle, gas, polvere, materia oscura Galassie esterne: morfologia: varia (ellittiche, spirali, irregolari) massa: ~ M O componenti: dipende dal tipo morfologico - in generale, come per la Galassia

53 Gruppi di galassie: numero di galassie: < 50 esempio: Gruppo locale (Via Lattea, Andromeda, Nubi di Magellano, ecc.) Ammassi di galassie: numero di galassie: massa: M O diametro: x10 7 anni luce ( Mpc) struttura: a) irregolare (Vergine); b) regolare (Coma) Super-ammassi di galassie: struttura: aggregati irregolari di ammassi e gruppi massa: M O dimensioni: ~ 1.5x10 8 anni luce (~ 50 Mpc) esempio: Super-ammasso locale (dimensioni: ~ 20 Mpc; massa: M O ; solo il 5% del volume occupato da galassie)

54 Strutture filiformi e Voids I super-ammassi di galassie tendono a distribuirsi secondo strutture filiformi (~ 10% dell Universo) I Voids hanno dimensioni di ~ Mpc ed una densità di galassie inferiore di un fattore ~ 5-10 rispetto a quella del super-ammasso. Conclusioni: L universo è omogeneo ed isotropo su scale di 1 miliardo di anni luce L universo presenta una struttura cellulare di dimensioni di 50 milioni di anni luce, con alternanza di vuoti e zone densamente popolate di ammassi e super-ammassi di galassie Su scale molto grandi (1 miliardo di anni luce) l universo è omogeneo ed isotropo se si vogliono determinare grandezze medie dell universo si deve considerarle entro volumi di quest ordine di grandezza Su ogni ordine di scala c è evidenza della presenza di materia oscura (~ 10 volte la materia luminosa)

55 voids super-ammassi L universo su larga scala ammassi filamenti

56 Gruppo locale: dimensioni ~ 1 Mpc 39 galassie, incluse la Via Lattea ed Andromeda 5 galassie brillanti (M31, MW, M33, LMC, IC10) 3 spirali (M31,MW, M33) 22 ellittiche (18 dw e 2 piccole E) 14 irregolari di varie dimensioni Massa totale ~ 5x10 12 M O Andromeda dista dalla Via Lattea 2.2 milioni di anni luce Le Nubi di Magellano distano dalla Via Lattea anni luce

57 Ammasso della Vergine: distanza: ~ 18 Mpc (~ 60 milioni di anni luce) dimensioni: ~ 2 Mpc ~ 2500 galassie (la maggior parte nane) Massa totale ~ M O L ammasso della Vergine è l ammasso di galassie più vicino a noi. Al centro troviamo la galassia ellittica gigante M87. Tra le galassie più brillanti troviamo M84 e M86 (entrambe S0, in alto a destra).

58 Ammassi ricchi: dimensioni: ~ 5-10 Mpc sono costituiti da migliaia di galassie Massa totale: fino a ~ M O al centro si trova sempre una (o più) galassia ellittica gigante le galassie ellittiche sono concentrate nella regione centrale dell ammasso le galassie a spirale si trovano nelle regioni esterne dell ammasso L ammasso di Coma (distante 90 Mpc; ~ 300 milioni di anni luce) è un esempio di ammasso ricco le galassie sono immerse in un gas caldo ( K) che costituisce il 10-20% dell intera massa dell ammasso ed emette intensamente nel dominio X.