L'osservazione mostra che le stelle del nostro Universo sono raggruppate in enormi sistemi stellari cui diamo il nome di galassie. Per tali sistemi viene adottata una classificazione morfologica che distingue:

1. Galassie ellittiche: mostrano una distribuzione di luminosità quale ci si attende da ellissoidi di rotazione. Vengono classificate con la lettera E seguita dal numero intero che più approssima l'osservata ellitticita', definita come <tex>10 (1-b/a)</tex>, dove <tex>b/a</tex> rappresenta il rapporto tra semiassi maggiore e minore della figura osservata. Si noti che tale valore non è necessariamente una caratteristica intrinseca degli oggetti, dipendendo il valore osservato dall'orientazione delle galassie rispetto all'osservatore. Analisi approfondite hanno al riguardo dimostrato l'esistenza anche di distribuzioni secondo ellissoidi triassiali.
2. Galassie a spirale: mostrano un disco nel quale si avvolgono braccia di spirale. Vengono classificate con la lettera S, seguita dalle sottoclassi a, b, c che segnalano la crescente apertura dei bracci di spirale. In alcuni casi le spirali si raccordano al nucleo tramite una barra rettilinea (spirali barrate): in analogia al caso generale vengono indicate come SB. Vengono infine classificate come S0 galassie a disco, ma prive di una evidente struttura a spirale (galassie lenticolari).
3. Galassie irregolari: classe che contiene tutti gli oggetti che sfuggono alle precedenti classificazioni.

Fig. 1.21 Schema della classificazione morfologica delle galassie.

Orientativamente, si può indicare che circa il 50% delle galassie osservate appartiene alla classe S, il 40% alla classe E, ed il restante 10% alle irregolari. Le masse di questi oggetti, così come ricavabili dalle proprietà fotometriche o dinamiche delle strutture, possono variare di molti ordini di grandezza. L'intervallo più esteso è coperto dalle ellittiche, che dalle ellittiche giganti cui sono attribuibili masse dell'ordine di 10¹³ masse solari (Mo) passa a circa 10¹⁰ Mo nelle ellittiche nane, quale il compagno di Andromeda M32, per scendere sino a 10⁸ Mo nel caso delle nane sferoidali (Dwarf Spheroidals) che circondano la nostra Galassia. Tali masse vanno confrontate con le circa 10¹¹Mo tipiche di galassie a spirale quale la nostra. Le irregolari sono in genere oggetti poco massicci; nel Gruppo Locale di galassie, per la Grande Nube di Magellano (che mostra peraltro evidenze di una barra) si può stimare una massa M pari a circa 5 10⁹Mo.

Accanto a questa classificazione generale, esistono parallele classificazioni dettate da particolari evidenze osservative. Ricordiamo ad esempio la classe delle galassie di Seyfert caratterizzate da nuclei particolarmente compatti e brillanti. Oggi si ritiene anche che i Quasar, oggetti di apparenza stellare (di cui cioè non si giunge a rivelare l'estensione) in alcuni casi radioemittenti e caratterizzati sempre da un forte effetto Doppler in allontanamento (redshift) siano anch'essi nuclei attivi di galassie estremamente lontane nello spazio e - tenuto conto del tempo di percorrenza della luce - nel tempo. Si ritiene che tali AGN (Active Galactic Nuclei) trovino la loro origine in fenomeni di accrescimento di materia su Buchi Neri massicci, con masse che possono raggiungere e superare le 10⁸ Mo, posti al centro delle rispettive galassie.

Ricordiamo infine come talora le galassie siano a loro volta raggruppate in sistemi di ordine superiore che prendono il nome di ammassi di galassie. Tipico il vicino ammasso nella costellazione della Vergine, a circa 4 Mpc da noi, che entro dimensioni paragonabile a quelle che separano la Galassia dalla più vicina compagna di dimensioni paragonabili, Andromeda, annovera invece migliaia di galassie. La dinamica della materia nelle galassie e negli ammassi di galassie è un importante capitolo dell'astrofisica, collegato al più generale problema dell'origine e dell'evoluzione dell'Universo, che purtroppo esula dai limiti della presente trattazione.

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