\nLa temperatura del gas e\u0300 compresa tra 107<\/sup> e 108<\/sup> gradi, il che significa che questo gas e\u0300 un plasma: un fluido elettricamente neutro di protoni ed elettroni mescolati assieme (perch\u00e9 il legame elettronico che costituisce gli atomi non pu\u00f2 esistere a queste temperature, e la struttura atomica si rompe). Per via del loro intenso moto di agitazione le particelle del gas viaggiano alla velocit\u00e0 di alcune migliaia di chilometri al secondo. Anche le galassie viaggiano in questo mezzo gassoso a velocit\u00e0 molto sostenute e si distribuiscono nel volume di un ammasso con densit\u00e0 crescente verso il centro, in modo un po\u2019 pi\u00f9 concentrato del gas. Infine anche la materia oscura e\u0300 stratificata in questo volume in modo crescente verso il centro. Perch\u00e9, allora, chiamare queste strutture Ammassi di Galassie e non, per esempio, Ammassi di Materia Oscura oppure Ammassi di Plasma? Come stiamo per vedere, il motivo e\u0300 piu\u0300 che altro di ordine storico.<\/p>\n
Quanto e\u0300 grande un ammasso di galassie?<\/h3>\n
La maggior parte degli ammassi di galassie in cielo ha un diametro tipico tra i 60 e i 20 milioni di anni luce, a seconda della massa totale contenuta (tra le 1013<\/sup> e le 1015<\/sup> masse solari, considerando sia la materia oscura sia la materia ordinaria). Dagli anni \u201850 gli astronomi cominciarono a rendersi conto che le galassie in cielo non si distribuivano in modo perfettamente uniforme, ma che in alcuni punti la loro densit\u00e0 era significativamente piu\u0300 elevata che altrove. George Abell e Franz Zwicky furono i pionieri di questi studi ed introdussero i primi\u00a0criteri quantitativi per riconoscere le zone di maggiore densit\u00e0 di galassie nel cielo. Delimitato il confine di un ammasso di galassie, si inizio\u0300 a caratterizzarne la popolazione in galassie: in questo modo si trovo\u0300 che in queste regioni il rapporto tra ellittiche e spirali e\u0300 invertito rispetto agli altri ambienti cosmici (come quello dei gruppi, per esempio, o delle galassie isolate). La nostra galassia non fa parte di nessun ammasso di galassie ma forma un sistema gravitazionalmente legato ad altre galassie vicine (la Galassia di Andromeda e le sue satelliti, le Nubi di Magellano ed altre ancora) ma si tratta di un sistema molto piu\u0300 piccolo di un vero e proprio ammasso. Tecnicamente, questo gruppo che contiene appena qualche decina di galassie grandi e piccole, e\u0300 chiamato \u201cIl Gruppo Locale\u201d. Similmente al caso degli ammassi, pero\u0300, questo ambiente e\u0300 tutt’altro che immutabile e tranquillo, ed e\u0300 anzi caratterizzato da continue trasformazioni: per esempio, entro cinque miliardi di anni dovrebbe avvenire la fusione della nostra Via Lattea con la Galassia di Andromeda, che sta sfrecciando verso di noi alla velocita\u0300 di 120 km\/s. E\u2019 comunque probabile che lungo tempi scala ancora piu\u0300 grandi il Gruppo Locale venga assorbito dagli Amassi piu\u0300 grandi che ci circondano, una fusione dopo l’altra.<\/p>\n Su grandissima scala, l\u2019Universo appare come una colossale struttura schiumosa in cui immense zone di vuoto sono separate da filamenti di galassie o gruppetti di galassie. Gli ammassi si trovano tipicamente nel punto di raccordo di piu\u0300 filamenti, dove la materia luminosa ed oscura continua lentamente a fluire collo scorrere del tempo. Decine di migliaia di ammassi sono attualmente conosciuti, piu\u0300 o meno uniformemente distribuiti nello spazio. Il piu\u0300 lontano finora conosciuto (ma le stime debbono essere aggiornate di continuo) si trova ad un redshift di z=1.4, piu\u0300 meno ad una distanza di luminosita\u0300 di 30 miliardi di anni luce, ed ha una massa stimata in 2×1014<\/sup> masse solari. Contrariamente a quanto si potrebbe pensare tutte le fasi salienti della nascita e dell\u2019evoluzione degli ammassi sono perfettamente descrivibili dalla Gravitazione Universale di Newton, senza ricorrere a nulla di complicato come per esempio la Relativita\u0300 di Einstein. Il modello prevede che dalle lievi fluttuazioni di materia (oscura e barionica) generate dopo il Big Bang prendono origine le prime condensazioni di materia, che crescono ininterrottamente nel tempo finche\u0301 trovano attorno a se\u0301 materia da ”mangiare”; in questo modello, che la maggior parte della comunita\u0300 astronomica considera consolidato, le strutture piu\u0300 grandi sono state per forza di cose le ultime a formarsi e gli Ammassi, in particolare, hanno potuto formarsi soltanto in epoche piu\u0300 recenti di z=2, ovvero meno di dieci miliardi di anni fa (il Big Bang si crede sia avvenuto poco piu\u0300 di 13 miliardi di anni fa). Tale scenario e\u0300 detto del Clustering Gerarchico, da cluster = ammasso. Se si vogliono delle stime un po\u2019 piu\u0300 dettagliate, tuttavia, anche nel caso di una teoria semplice come quella di Newton le cose iniziano a complicarsi. Mentre il problema di come due corpi orbitano l\u2019uno attorno all\u2019altro ha una soluzione semplice, il problema di moltissimi corpi in orbita reciproca e\u0300 irresolubile dal punto di vista analitico (cioe\u0300 ”carta e penna”). Il meglio che si possa fare e\u0300 allora inserire delle versioni virtuali di materia oscura, plasma e stelle in un calcolatore, e chiedergli di calcolare la reciproche attrazioni dei corpi tra di loro, facendo evolvere il tutto nel tempo. In altre parole, il problema della formazione di questi giganti si affronta simulando tutto il processo in un computer, per mezzo di virtuosismi tecnici che talvolta sconfinano nell\u2019arte. Da una trentina d\u2019anni questa procedura e\u0300 diventata l\u2019approccio piu\u0300 efficace al problema, ed ha regalato un bel balzo in avanti alla teoria pura, spesso fornendole idee corrette prima che Quando un elettrone sfreccia a migliaia di chilometri al secondo nel plasma d\u2019ammasso e sorpassa un protone, subisce una piccola deviazione per effetto della reciproca forza elettrica, ed in questa deviazione perde un briciolo della sua energia, che emette come un lampo di luce. Questo lampo di luce casca nel dominio X delle frequenze, e la somma dell\u2019infinita\u0300 di tutti i lampi di luce di tutti gli elettroni nel volume dell\u2019Ammasso produce una grandissima luminosita\u0300 X, dell\u2019ordine dei 1046<\/sup> erg\/s (per confronto si consideri che il Sole, anche se in banda visibile, emette circa 1033<\/sup> erg\/s, ovvero diecimila miliardi di volte in meno). Solitamente la radiazione X non riesce a penetrare indenne gli strati assorbenti dell\u2019Esosfera terrestre, e l\u2019unico modo per ottenere informazioni astrofisiche da questa banda e\u0300 quello di spedire dei satelliti orbitanti oltre i 2000 km di quota. Una prima generazione di satelliti X (tra i quali ricordiamo le missioni statunitensi UHURU e HEAO), lanciate negli anni\u201970 , permise di osservare per la prima volta la luminosita\u0300 in X degli ammassi; per queste pionieristiche ricerche e\u0300 stato conferito, nel 2002, il Nobel per la fisica all\u2019italiano Riccardo Giacconi. Altre missioni X nei primi anni \u201890 (la anglo- germano-statunitense Rosat, ad esempio, o la giapponese ASCA) hanno iniziato a svelare la struttura degli Ammassi piu\u0300 grandi e vicini, ma il vero salto di qualita\u0300 si e\u0300 avuto solo verso la fine del millennio, grazie alla messa in orbita di due veri e propri gioielli: il satellite statunitense Chandra e quello europeo XMM. Mettendo assieme le loro specifiche qualita\u0300, in qualche modo complementari (il primo e\u0300 imbattibile nelle riprese ad alta risoluzione delle regioni centrali, mentre il secondo permette di estrarre spettri di emissione estremamente ben risolti), la comunita\u0300 scientifica si e\u0300 vista regalare di colpo una mole di dati eccezionali. Potendo avere buone stime della luminosita\u0300 e della temperatura almeno degli Ammassi piu\u0300 ricchi, e\u0300 divenuto di colpo possibile realizzare delle stime di massa ed energia totale davvero buone, attraverso le quali raffinare le nostre conoscenze di questi giganti, come stiamo per vedere.<\/p>\n Grosso modo sferico, innanzitutto, e caratterizzato da una distribuzione di luminosita\u0300 crescente verso il centro. Nonostante le galassie sfreccino all\u2019interno di questo oceano di gas caldissimo, esse lasciano poca o nessuna impronta di se\u0301 in una mappa X (si veda la Figura 2 in alto). Ultima in ordine cronologico ad essere scoperta e\u0300 stata l\u2019emissione radio dagli ammassi. Nella maggior parte dei casi, in astrofisica, l\u2019emissione di energia in questa banda da parte di ambienti densi e\u0300 collegata alla presenza di un campo magnetico. Infatti un elettrone e\u0300 forzato ad un moto a spirale lungo le linee del campo magnetico, ed irraggia energia in modo proporzionale alla velocita\u0300 del suo moto e alla forza del campo magnetico (questo meccanismo si chiama sincrotrone); nel caso di un ammasso, tuttavia, questa emissione puo\u0300 avvenire soltanto per velocita\u0300 degli elettroni solo di poco inferiori a quella della luce, perche\u0301 i campi magnetici sono molto piccoli (circa diecimila volte meno intensi di quelli alla superficie terrestre). Eppure di norma la velocita\u0300 pure elevata degli elettroni d\u2019ammasso e\u0300 decisamente inferiore al necessario, e ci si attendeva che per questo motivo gli Ammassi fossero essenzialmente muti nella banda delle onde radio. Invece a partire dagli anni \u201980, grazie ad osservazioni molto dettagliate portati avanti dai migliori osservatori radio del mondo (citiamo, su tutti, il Verry Large Array installato nel deserto del New Mexico, presso Socorro), si e\u0300 invece scoperto che alcune particolari regioni all\u2019interno degli ammassi sono dei colossali emettitori di onde radio. Tali regioni sono chiamate \u201cRadio-Aloni\u201d . Per qualche motivo ancora non del tutto conosciuto, in queste regioni gli elettroni acquistano una energia cosi\u0300 elevata da sfrecciare veloci come la luce, e riescono ad emettere grandi quantita\u0300 di energia in banda radio. Che cosa accelera gli elettroni fino a queste energie? Altro terreno sul quale gli astronomi si danno quotidianamente battaglia! Secondo alcuni, gli elettroni ricevono un enorme botta quando vengono attraversati da uno shock, e da quel punto in poi hanno sufficiente energia per emettere in banda radio. Questo non spiegherebbe, sostiene l’altra scuola di pensiero, come sia possibile osservare Radio-Aloni anche ad una grandissima distanza da qualsiasi evidente shock, o anche nella totale assenza di shock. Per similitudine con altri ambienti astrofisici, come ad esempio il vento solare, si puo\u0300 allora pensare anche ad un secondo meccanismo, per il quale i moti turbolenti e vorticosi del plasma decadono dalle scale piu\u0300 grandi a quelle piu\u0300 piccole, e dissipandosi cedono parte della loro energia agli elettroni del plasma, fino ad accelerarli alla velocita\u0300 della luce. Siccome moltissimi fenomeni all’interno degli ammassi hanno la capacita\u0300 di innescare moti turbolenti nel plasma (la fusione tra ammassi, il passaggio di galassie, l’attivita\u0300 dei nuclei galattici eccetera), questo meccanismo spiegherebbe in modo abbastanza semplice ed elegante l’evidenza che tutti gli ammassi con radio emissione hanno un aspetto molto perturbato, come se avessero appena subito eventi catastrofici. Unico problema: nessuna evidenza, fino ad ora, che il plasma degli Ammassi contenga davvero i vortici della giusta grandezza! Come abbiamo visto tutta la massa di plasma che riempie il volume d\u2019ammasso irraggia continuamente energia in banda X. Perdendo energia il plasma si raffredda progressivamente e diviene piu\u0300 denso, ed il suo destino dovrebbe essere quello di depositare lentamente nelle zone piu\u0300 centrali dell\u2019ammasso. Il destino ultimo di ciascun ammasso, dunque, parrebbe quello di un inarrestabile collasso su se stesso, come per un palazzo al quale si compattino via via i piani inferiori. Il grande numero di punti ancora oscuri nella descrizione degli ammassi di galassie getta parecchia incertezza sulla loro vita futura. Sappiamo per certo \u2013 per lo meno se crediamo nel Modello Standard \u2013 che tutti gli ammassi gia\u0300 formati non verranno smembrati dall\u2019espansione accelerata che sta globalmente stiracchiando lo spazio-tempo, ma che resteranno per sempre delle strutture legate. Eppure nel complesso gli ammassi di galassie si allontaneranno sempre di piu\u0300 gli uni dagli altri, in qualche modo \u201csospinti\u201d da immense bolle di spazio vuoto gonfiate dalla misteriosa energia oscura. (Tratto e rielaborato da \u201cAmmassi di Galssie, megalopoli della materia<\/em>\u201d, di Franco Vazza<\/strong>, Le Stelle, Marzo 2009)<\/p>\n La misura dell\u2019abbondanza degli ammassi per ciascuna \u201ctaglia\u201d di massa, al passare del tempo, e\u0300 uno strumento molto potente per stimare alcuni dei valori tipici che caratterizzano l\u2019Universo. Maggiore la densita\u0300 complessiva di materia del Cosmo (\u03a9M) e piu\u0300 rapida la crescita di queste strutture per effetto della La finestra ottica e\u0300, ovviamente, l\u2019unica che permetta anche all\u2019astrofilo di riprendere un Ammasso di Galassie al telescopio. L\u2019impresa e\u0300 resa difficile essenzialmente dal fatto che si tratta quasi sempre di campi molto grandi in cielo (per esempio l\u2019ammasso della Vergine sottende almeno 10\u00b0 quadrati in cielo), che e\u0300 possibile coprire soltanto con grandi mosaici a CCD, oppure per mezzo di telescopi a grande campo corretto, come gli Schmidt-Cassegrain…ci\u00f2 nonostante, se ci si accontenta delle regioni centrali e pi\u00f9 ricche di galassie, o di gruppi compatti di galassie, i risultati possono essere anche molto suggestivi.<\/p>\n
\nTuttavia una stima precisa della grandezza degli ammassi e\u0300 complicata perch\u00e9 le osservazioni reali ci mostrano solo la porzione pi\u00f9 brillante del loro volume, la pi\u00f9 centrale e densa; tuttavia il volume totale pu\u00f2 essere estrapolato. Una estensione di questo tipo significa che se volendo usare il diametro della nostra Via Lattea come un metro di paragone, dovremmo accostarne tra le 50 e le 200 repliche (a seconda della massa dell’Ammasso considerato) per coprire tale distanza.<\/p>\nCome appare un ammasso ai telescopi ottici?<\/h3>\n
\nNegli ammassi le ellittiche risultano molte di piu\u0300 delle spirali. Che cosa causa questa inversione nelle abbondanze? La teoria che spiega la formazione delle ellittiche dallo scontro centrale di due galassie a spirali ha il suo fascino, specie da quando alcune splendide simulazioni al computer hanno effettivamente permesso di indagare il fenomeno nel dettaglio \u2013 cio\u0300 nonostante questa teoria non e\u0300 ancora in accordo colle osservazioni: la distribuzione delle galassie ellittiche sembra infatti non variare se si guarda molto indietro nel tempo (ovvero a redshift elevati), mentre ci si aspetterebbe di vederne sempre di meno nel passato, se davvero si formassero da una successione di collisioni nel tempo.
\nUn punto interessante e\u0300 che contrariamente a quanto ci si potrebbe aspettare, la frequenza delle collisioni tra galassie isolate e\u0300 molto maggiore della frequenza di impatti tra galassie legate in un ammasso, perche\u0301, anche se spazialmente molto vicine tra di loro, le galassie d’ammasso sfrecciano nel cielo a velocita\u0300 elevatissime ed e\u0300 improbabile che le loro traiettorie si intersechino nello stesso istante. Quando due galassie isolate si avvicinano casualmente, invece, e\u0300\u00a0quasi impossibile che non si scontrino: infatti in questo secondo caso la mutua forza di gravita\u0300 tra le due tende a far collidere le due orbite. Nel caso degli Ammassi, invece, e\u0300 la forza di gravita\u0300 della massa totale dell’Ammasso che comanda, mentre la massa dovuta alle singole galassie e\u0300 nel complesso quasi trascurabile: per questo motivo le galassie in generale sfrecciano nel plasma d’Ammasso quasi senza ”sentirsi”.<\/p>\n![\"fermo](\"https:\/\/i0.wp.com\/www.astrofili-vittorioveneto.it\/wp-content\/uploads\/2013\/11\/ammassi-01-simulazione.png?ssl=1\")
<\/a>La Via Lattea e\u0300 contenuta in un ammasso di galassie?<\/h3>\n
Dove si trovano gli ammassi di galassie? Quali sono i piu\u0300 vicini? Quali i piu\u0300 distanti?<\/h3>\n
\nInvece i piu\u0300 vicini a noi (ed anche i primi ad essere stati scoperti) sono gli ammassi nella Vergine, in Coma e in Perseo; in questi casi le distanze scendono ad una cinquantina di milioni di anni luce, mentre le masse arrivano fino a 2×1015<\/sup> masse solari. In banda ottica sono oggetti molto luminosi: basti pensare che l\u2019ammasso della Vergine contiene ben 13 galassie del catalogo Messier. Molte energie sono state spese, a partire dalla meta\u0300 degli anni\u201980, per individuare quale sia l\u2019enorme condensazione di massa che guida il moto di trascinamento a 600km\/s del nostro Gruppo Locale. I primi indizi puntavano al cosiddetto Grande Attrattore, un raggruppamento di ammassi collocato a 250 milioni di anni luce in una regione prospetticamente vicina alle polveri assorbenti della Via Lattea, e quindi piuttosto difficile da osservare. Col tempo si e\u0300 dimostrato che il Grande Attrattore consiste in realta\u0300 di almeno 6 grandi ammassi di Galassie, e si estende in tutto 400 milioni di anni luce. Una massa complessiva spaventosa… ma non e\u0300 ancora abbastanza! Successive osservazioni hanno svelato che un sistema ancora piu\u0300 grande, la Superconcentrazione di Shapley, e\u0300 nascosto dietro il Grande Attrattore. Qui sono raccolti almeno 25 ammassi, ad una distanza di almeno cinque miliardi di anni luce. Tuttavia forse nemmeno questo superammasso e\u0300 in grado di giustificare l\u2019attrazione gravitazionale che costantemente accelera il Gruppo Locale: ecco perche\u0301 nei cosmologi si fa sempre piu\u0300 largo l\u2019idea che questi superammassi siano soltanto alcune tra le perle di una lunga collana: un gigantesco filamento di ammassi che risucchia il nostro universo locale come aspirandolo lungo una cannuccia.<\/p>\n<\/a>Come si forma un Ammasso?<\/h3>\n
\nlo potessero fare le osservazioni al telescopio. Al momento, le proprieta\u0300 su grande scala dell\u2019Universo sono molto ben conosciute, e in generale le osservazioni coincidono con la teoria: il modello del Clustering Gerarchico appare davvero la via corretta per descrivere il nostro universo.
\nAl di la\u0300 delle complicate statistiche necessarie ai cosmologi per dibattere nel dettaglio la questione, forse per convincersi puo\u0300 bastare uno sguardo alla bellezza delle strutture virtuali che ormai da parecchi anni \u201cvivono\u201d nel cuore dei migliori super-computer del mondo; data la legge di crescita quasi costante della potenza di calcolo a disposizione degli scienziati nel corso degli anni, le simulazioni dei giorni nostri sono il risultato di decine di migliaia di ore di calcolo ininterrotto, eseguite contemporaneamente su centinaia o migliaia di processori. I maggiori centri di super-calcolo Europei per l’astronomia sono attualmente a Monaco di Baviera, per esempio, o a Parigi, Durham, Nottingham, Zurigo, Barcellona \u2013 oppure a Trieste, Padova e Bologna per citare l\u2019Italia.<\/p>\n<\/a>Perch\u00e9 un Ammasso emette raggi X?<\/h3>\n
Che aspetto ha un Ammasso di Galassie in banda X?<\/h3>\n
\nQuesto era quanto mostravano nella maggior parte dei casi satelliti come ROSAT o ASCA, ma come detto Chandra e XMM hanno permesso il salto di qualita\u0300. Ora invece si sa con certezza che il plasma d\u2019ammasso reca su di se\u0301 le tracce di qualsiasi evento abbia influenzato da vicino la sua vita: esplosioni di supernovae nelle galassie contenute, fuoriuscite di materiale caldissimo dalla galassia cD centrale, la cattura di ammassi piu\u0300 piccoli o vere e proprie fusioni con ammassi di taglia simile. Ciascuno di questi episodi e\u0300 in grado di lasciare delle impronte molto nette nelle mappe di temperatura e luminosita\u0300 di un ammasso di Galassie, come ad esempio le colossali superfici di shock che si generano quando due strutture cosmiche di taglia simile entrano in contatto.
\nSi potrebbe paragonare il plasma che riempie un ammasso allo specchio pieno d\u2019acqua di un grande lago, che tocca in prossimita\u0300 del centro la sua massima profondita\u0300. Nel complesso la forma del lago e il suo volume variano molto lentamente nel tempo, e possono dare una qualche informazione sulla sua origine: se si tratta della bocca di un vulcano estinto, per esempio, o il risultato dello scavo di un ghiacciaio o di un fiume, o se il lago e\u0300 artificiale. Tuttavia scendendo via via fino al livello dell\u2019acqua potremmo imparare qualcosa riguardo agli episodi piu\u0300 recenti: una frana lungo un lato che cambia la forma della riva, o la scia lasciata di fresco da una barca piccola o grande che ci naviga attraverso. Allo stesso modo, le sottili fluttuazioni di temperatura e velocita\u0300 misurabili nelle regioni interne di un ammasso di galassie ci parlano di tutti gli eventi piu\u0300 recenti della sua vita.<\/p>\nGli ammassi sono visibili anche in banda radio? E che aspetto hanno?<\/h3>\n
\nCome accennato sopra, il satellite giapponese Suzaku avrebbe avuto tutte le carte in regola per osservare anche questo fenomeno, ma i problemi tecnici da esso incontrati rinvieranno molto avanti nel tempo gli sviluppi in questo campo. Tuttavia, proprio dal campo Radio potrebbero venire importantissime sorprese (o conferme) negli anni a venire. Infatti e\u0300 gia\u0300 in stato di avanzata costruzione il gigantesco interferometro europeo LOFAR, una sterminata rete di antenne disseminate in tutta Europa (il ”baricentro” della rete e\u0300 collocato in Olanda, mentre le altre antenne verranno disseminate in tutta Europa, purtroppo tranne che in Italia) che osservera\u0300 il cosmo alla lunghezze d’onda tra 30 e 300Mhz. Grazie a questo strumento, si stima che il numero di Aloni Radio osservabili in tutto il cielo dovrebbe essere dell’ordine dei mille, quasi cento volte piu\u0300 del numero conosciuto oggi. Questa sterminata mole di dati attesi per il futuro, dovrebbe permettere di catturare definitivamente l’eventuale presenza di turbolenza nel plasma degli ammassi.<\/p>\n<\/a>Che cosa accade nel cuore di un ammasso?<\/h3>\n
\nCredendo in questo (molto plausibile) modello, gli astronomi si attendevano, negli anni ’90, di poter misurare colossali flussi di plasma in raffreddamento e caduta verso il cuore degli ammassi, ed ancora prima di osservarli avevano gia\u0300 coniato loro un nome: Cooling Flow, ovvero Flussi di Raffreddamento. Ebbene, sorpresa della sorprese! Nessun Cooling Flow e\u0300 mai stato veramente osservato, nemmeno dopo l’avvento di Chandra o XMM. Visto che e\u0300 certo che il plasma perda energia per radiazione, e tuttavia il flusso di raffreddamento non si osserva, e\u0300 necessario che una qualche sorgente ulteriore di energia sia presente nel cuore di ciascun Ammasso, e bilanci il collasso. Ma quale sorgente? Inutile dire che, qui come altrove, questi interrogativi aperti lasciano spazio a piccoli e grandi scontri di idee.
\nC\u2019e\u0300 chi propone che un tasso elevato di supernove esplose per ciascuna galassia d’Ammasso sia in grado di rifornire il plasma dell\u2019energia persa in radiazione. Secondo altre scuole di pensiero il plasma, in presenza di un certo campo magnetico (che non e\u0300 ancora stato osservato nel dettaglio, purtroppo) diventerebbe un ottimo conduttore di calore, e sarebbe in grado di ”travasare” di continuo il calore lungo le colossali distanze dell’ammasso, rifornendo di calore le parti in via di raffreddamento.
\nInfine, secondo altri il responsabile sarebbe \u2013 in modo abbastanza indiretto \u2013 il gigantesco buco nero contenuto nel cuore delle grandi galassie cD ospitate al centro degli ammassi. Nelle vicinanze di alcune di questi oggetti, specialmente negli ammassi piu\u0300 vicini, sono state in effetti osservate colossali nubi di materiale energetico in fuga verso l\u2019esterno, simili a bolle d\u2019aria in fuga da una pentola di acqua in ebollizione. Tali bolle sarebbero cio\u0300 che resta del materiale molto energetico espulso dal buco nero della galassia cD, che trovatosi di colpo in un ambiente denso e freddo (anche se si parla pur sempre di milioni di gradi!) galleggerebbe verso l\u2019esterno per effetto della sua minore densita\u0300. Se le bolle fossero prodotte abbastanza spesso frequenti, forse il loro passaggio verso l’esterno potrebbe bilanciare il flusso di raffreddamento. Gli astrofisici sono ancora al lavoro per cogliere di dettagli di questo scenario, ma le piu\u0300 recenti osservazioni indicano che questo meccanismo potrebbe essere davvero quello corretto (sotto).<\/p>\n<\/a>Il Destino degli ammassi di galassie … e Conclusione<\/h3>\n
\nResta tuttavia incerto se ciascun ammasso continuera\u0300 per sempre ad avere una forma simile a quella che conosciamo ora, o se in quale modo evolvera\u0300. Come abbiamo visto non si sa ancora che cosa realmente arresti il Flusso di Raffreddamento, e non e\u0300 quindi possibile azzardare se il collasso dovuto alla gravita\u0300 verra\u0300 arrestato anche in un remoto futuro. Le galassie che oggi osserviamo continueranno ad emettere energia ancora per molto tempo, grazie alle nuove generazioni di stelle che nasceranno dalle ceneri delle presenti … ma con un progressivo e lento affievolirsi delle fonti di energia nucleari, che le portera\u0300 presumibilmente a diventare inerti e fredde tra qualche centinaio di migliaia di miliardi di anni. Se tutto questo fosse vero, dovremmo aspettarci che gli ammassi del remoto futuro siano come colossali citta\u0300 del tutto abbandonate, buie e silenziose, delle vere e proprie cattedrali nel deserto cosmico. Tuttavia le vicende della scienza insegnano che le novita\u0300 da scoprire si succedono in continuazione. Nulla vieta di pensare che qualche nuovo meccanismo, che attualmente ignoriamo, potra\u0300 prolungare nel tempo lo sfarzo di questi giganti. Per ora non resta che accontentarsi di osservare la loro misteriosa maesta\u0300, sparsa in tutte le direzioni attorno a noi, ed attendere le spettacolari nuove osservazioni che gli anni che ci attendono sapranno di sicuro regalare.<\/p>\nAppendici:<\/h3>\n
Ammassi di Galassie e cosmologia<\/h4>\n
\nforza di gravita\u0300. Ad ogni modello di universo possibile (caratterizzato da \u03a9M, appunto, e dalla densita\u0300 della energia oscura del vuoto, \u03a9\u039b) corrisponde una
\ndeterminata abbondanza attesa per gli ammassi, ad ogni taglia; avendo allora a disposizione abbastanza osservazioni e\u0300 allora possibile sapere i parametri di densita\u0300 dell\u2019Universo semplicemente contando quanti ammassi di una certa massa esistono intorno a noi. Anche altre osservazioni hanno lo stesso scopo: per esempio la frazione della sola materia ordinaria (barionica) contenuta negli ammassi di Galassie dovrebbe piu\u0300 o meno rispecchiare la produzione degli elementi avvenuta durante il Big Bang. L\u2019insieme dei dati finora acquisiti dagli ammassi sembra spingere con decisione verso quello stesso modello di Universo che, da tutt\u2019altre osservazioni (per esempio l\u2019analisi del Fondo Cosmico di Microonde, o delle supernove ad alto redshift), viene attualmente considerato come lo Standard: un Universo complessivamente a geometria piatta, dominato per il 70% da una fonte di energia oscura e per il 30% dalla materia, soltanto un decimo della quale e\u0300 sotto forma della materia che conosciamo.<\/p>\nAmmassi in fotografia<\/h4>\n