Da una panoramica storica della cosmologia alla comprensione degli ammassi di galassie deboli nei raggi X

Last update: 06/09/2026; Passa alla versione originale in inglese.

L'obiettivo di queste quattro brevi lezioni è permettere ai non esperti di raggiungere un livello di conoscenza tale da apprezzare e comprendere un argomento di ricerca all'avanguardia in astrofisica.

Per farlo, dovremo partire dai fondamenti della cosmologia: presenterò una panoramica storica su come la comunità scientifica ha compreso la formazione delle galassie; perché osserviamo che le galassie non sono distribuite in modo casuale nel cielo, ma possono essere raggruppate in gruppi (i cosiddetti ammassi di galassie); e perché gli ammassi di galassie emettono radiazioni a diverse lunghezze d'onda (dall'ottico ai raggi X). Vedremo come gli scienziati utilizzano queste informazioni per acquisire sempre più conoscenze sulla cosmologia del nostro Universo.

Rivedremo anche il corrispettivo teorico delle osservazioni: le simulazioni numeriche come strumento per interpretare l'ampia quantità di dati osservati.

Infine, avremo tutte le conoscenze di base per apprezzare e comprendere un particolare argomento scientifico all'avanguardia su come il monitoraggio dell'origine degli ammassi di galassie deboli nei raggi X possa contribuire ad avanzare gli studi cosmologici futuri.

Riassunto della prima lezione: panoramica storica

La prima lezione della serie rivedrà gli ingredienti fondamentali dal Big Bang alla formazione degli ammassi di galassie nonché il motivo per cui le galassie si raggruppano in ciò che chiamiamo ammassi di galassie: sono le strutture più massive e gravitazionalmente legate nel nostro Universo. Hanno raggi giganti dell'ordine di circa 1 megaparsec (Mpc); emettono sia luce ottica sia radiazione a raggi X; come interpretare queste osservazioni utilizzando modelli teorici come le simulazioni numeriche e come estrarre informazioni sulla cosmologia sottostante che governa il nostro Universo contando gli ammassi di galassie nel cielo.¹²

Questo è un argomento molto complesso e, dal punto di vista di una persona non esperta, può sembrare quasi come una magia il modo in cui la comunità astrofisica è riuscita ad acquisire una conoscenza così dettagliata osservando tutto semplicemente dal nostro pianeta Terra. Tuttavia, gli astrofisici non hanno costruito questa enorme mole di conoscenze in modo lineare e semplice: ci è voluto più di un secolo per sviscerare lentamente tutte le osservazioni enigmatiche e le possibili soluzioni. Pertanto, la prima lezione è strutturata con un approccio storico: per comprendere come l'umanità sia riuscita a progredire gradualmente su un argomento così complesso.

Come si osservano gli ammassi di galassie?

Si potrebbe ingenuamente pensare che le galassie del nostro Universo siano sparse e distribuite in modo casuale. Tuttavia, si prenda questa recente immagine del telescopio Euclid, in cui ogni punto rappresenta una galassia molto lontana galassia: se osserviamo la parte centrale dell'immagine, possiamo notare che i punti non sono disposti in modo casuale, ma sembrano essere leggermente raggruppati. In effetti, l'Universo osservabile contiene molte galassie organizzate in gruppi e ammassi.³

Lo studio di questi cosiddetti ammassi di galassie è fondamentale per la cosmologia e, nell'ultimo secolo, abbiamo sviluppato il quadro teorico per comprendere perché essi si raggruppino (in breve: a causa dell'attrazione gravitazionale) e per prevedere numericamente (in media) il numero di ammassi atteso per un dato modello cosmologico. Individuare questi ammassi non è un compito facile, così la comunità ha sviluppato algoritmi sofisticati per riconoscere gli ammassi di galassie in grandi immagini (ad esempio, AMICO di Bellagamba et al. 2017).⁴

Riassunto delle lezioni II e III: simulazioni numeriche

Per interpretare al meglio le immagini provenienti dai telescopi, nonché l'ingente quantità di dati che ne estraiamo, gli scienziati ricorrono spesso alle cosiddette simulazioni numeriche. La seconda lezione illustra il funzionamento di queste simulazioni al computer. Le simulazioni cosmologiche partono dall'ipotesi di una distribuzione iniziale della materia quasi omogenea del nostro Universo; applicano poi le leggi della fisica (principalmente la gravità) per permettere alle minuscole fluttuazioni di crescere: la gravità fa sì che esse attraggano la materia circostante, rendendola sempre più densa. Queste simulazioni richiedono una risoluzione adeguata per risolvere il nucleo centrale degli ammassi di galassie (0,01-0,02 Mpc) e, al tempo stesso, coprire volumi su scale cosmologiche di almeno 300-400 Mpc.⁵

Per comprendere quanto siano impegnativi questi numeri, tra 0,01 Mpc e 400 Mpc c'è una differenza di quasi 5 zeri: questo è paragonabile alla dimensione di una singola persona in uno stadio di calcio o alla durata di un singolo giorno nell'arco temporale di 270 anni. Per poter simulare questi valori di risoluzione estremamente impegnativi, le simulazioni richiedono enormi quantità di memoria e potenza di calcolo. Devono essere eseguite su centinaia di computer che lavorano in parallelo nei cosiddetti cluster di computer (i più moderni richiedono centinaia di TB di RAM e spazio di archiviazione fisica)

L'immagine qui sopra è stata prodotta da una delle simulazioni cosmologiche più importanti mai realizzate, le cosiddette simulazioni Millennium, generate all'inizio degli anni 2000 da Volker Springel e il Virgo Consortium, che per l'epoca erano impressionanti per la loro vastità: esse seguono l'evoluzione di 10 miliardi di particelle (ciascuna con il proprio array 3D di posizioni e velocità). Le loro posizioni e velocità iniziali provengono da una griglia quasi omogenea (con un piccolo spostamento per distribuire i punti secondo un presumibile spettro di potenza iniziale, come misurato dalle osservazioni della fondo cosmico a microonde, CMB), e poi evolute secondo la gravità newtoniana fino all'età attuale dell'Universo.

I risultati di queste simulazioni mostrano la formazione della cosiddetta ragnatela cosmica: sebbene la materia nell'Universo abbia avuto origine omogenea, man mano che l'Universo evolve, a scale inferiori a 50-100 Mpc diventa sempre più inomogenea grazie alla gravità: presenta vuoti, pareti e filamenti, i cui nodi sono gli aloni che ospitano i più massicci ammassi di galassie.⁶

Facciamo un esempio su come le simulazioni potrebbero essere praticamente utilizzate per interpretare meglio le osservazioni. La densità media della materia del nostro Universo non è nota con grande precisione, poiché diversi sondaggi osservativi recuperano valori relativamente diversi ( vedi rapporto dello strumento spettroscopico per l'energia oscura, DESI). Per risolvere questo problema si potrebbero eseguire molte simulazioni numeriche, ciascuna ipotizzando una diversa densità media della materia del nostro Universo. Poi si analizzerebbero i risultati delle simulazioni alla ricerca di differenze significative tra le simulazioni (ad esempio, simulazioni eseguite con diversi parametri cosmologici potrebbero portare a osservare meno o più ammassi di galassie).⁷

Per interpretare meglio queste discrepanze, sono necessarie simulazioni in grado di riprodurre con grande precisione la distribuzione stellare e del gas all'interno degli ammassi di galassie, al fine di prevedere rispettivamente la loro emissione ottica e a raggi X. Pertanto, la terza lezione esamina come le simulazioni numeriche possano tenere conto del gas che forma stelle, delle stelle che possono esplodere e arricchire il gas circostante con nuovi elementi, di come le tecniche di simulazione modellino la formazione dei buchi neri supermassicci e di come rappresentino i potenti getti che essi possono emettere.⁸

Riassunto della lezione IV: ammassi di galassie deboli nei raggi X

Infine, la quarta lezione esamina un argomento all'avanguardia in astrofisica: un piccolo tassello del grande puzzle della determinazione della cosmologia del nostro Universo. In particolare, esamineremo perché l'emissione a raggi X di alcuni ammassi di galassie è molto debole (come pubblicato in Ragagnin et al. 2022).⁹

Questo è importante perché il conteggio degli ammassi è complesso e gli studi osservativi devono modellare correttamente i possibili oggetti deboli nei raggi X che potrebbero essere stati trascurati. Pertanto, è anche fondamentale sapere che tipo di oggetti potrebbero essere stati omessi.

Le simulazioni numeriche sono uno strumento meraviglioso per risolvere questi problemi: partono da una distribuzione della materia omogenea e, man mano che la simulazione al computer procede, "magicamente" troviamo filamenti e ammassi che si formano grazie al fatto che crescono attirando la materia circostante. All'interno di questi "gemelli digitali" del nostro Universo, possiamo cercare ammassi e sezionare le loro componenti di gas e stelle: possiamo seguirli nel tempo o rieseguirli con diverse fisiche per comprendere l'impronta di un specifico meccanismo fisico sulle proprietà degli ammassi di galassie (ad esempio, potremmo rieseguire la simulazione di un ammasso con o senza permettere la formazione di buchi neri supermassicci e vedere come questo impatti il gas circostante) Le analisi sui dati simulati mostrano che almeno nelle nostre simulazioni gli ammassi deboli nei raggi X tendono ad essere vecchi.

Sì, ha senso parlare dell'"età" di un ammasso di galassie, e questa può essere giovane o vecchia a seconda di quanti miliardi di anni fa si è formato:
gli ammassi più piccoli si muovono lungo i filamenti e fluiscono verso i nodi vicini, spesso "scontrandosi" tra loro, fondendosi così in un unico ammasso di galassie più massiccio e appena nato.

Esiste un'ipotesi convincente secondo cui gli aloni a bassa emissione nei raggi X siano più vecchi: e se, negli ammassi di galassie più antichi, un buco nero centrale (in media) avesse impoverito l'ammasso di gas?

Sebbene un buco nero sia trascurabilmente piccolo rispetto a un ammasso di galassie, il gas che cade verso il buco nero, contrariamente all'aspettativa comune, non necessariamente vi entra, ma può essere espulso dall'ammasso di galassie stesso.¹⁰

L'immagine qui a sinistra è una sovrapposizione di varie osservazioni di ammassi di galassie nella luce visibile dal telescopio Hubble (l'ammasso di galassie è così distante che ogni punto giallo rappresenta una galassia come la nostra Via Lattea) e nei raggi X dal telescopio Chandra (in rosso-blu). Si noti come il enorme getto rosso possa essere così esteso da coprire una distanza così lunga da superare persino la separazione spaziale tra le varie galassie: partendo dal centro dell'ammasso, ci sono situazioni come quella nella foto in cui può raggiungere l'estremità più lontana. Questo è quanto possono essere potenti i getti dei buchi neri supermassicci.¹¹

Le simulazioni suggeriscono anche che gli ammassi di galassie più vecchi tendono ad avere una morfologia più sferica rispetto agli ammassi più giovani (che si sono appena formati e ci vuole tempo affinché il gas si termalizzi). In conclusione, caratterizzare l'origine degli ammassi di galassie deboli nei raggi X può aiutare gli studi osservativi a modellare meglio questi oggetti scarsamente risolti o mancanti.

Lezioni

(lavoro in corso)

• Dal Big Bang agli ammassi di galassie: una panoramica storica
• Le simulazioni numeriche come strumento per interpretare le osservazioni
• Simulare la formazione stellare e la fisica dei buchi neri: simulazioni idrodinamiche
• Perché alcuni ammassi sono deboli nelle osservazioni a raggi X?