GASP Gas Stripping Fenomena in Galaxies

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Redazione Coelum
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Il progetto di ricerca GASP ha come scopo principale quello di comprendere come le galassie vicine a noi possano evolvere a seconda
dell’ambiente in cui vivono e, in particolare, quali siano i meccanismi fisici che riescono
a strappare il gas delle galassie, influenzando la loro forma.

Dal Gas Strappato alle Galassie Medusa: Come l’Ambiente Modella l’Evoluzione Galattica

di Benedetta Vulcani, Bianca Maria Poggianti, Alessia Moretti, Marco Gullieuszik

Introduzione

Lo studio dell’evoluzione delle galassie è uno dei settori più attivi dell’astrofisica moderna. Studiare l’evoluzione delle galassie è fondamentale per comprendere l’universo e il nostro posto al suo interno. Le galassie sono i mattoni dell’universo; analizzare come si formano, evolvono e interagiscono ci aiuta a svelare i processi che hanno portato alla formazione delle strutture cosmiche su larga scala ovvero dell’Universo stesso. Inoltre, capire l’evoluzione delle galassie può offrire indizi sull’origine e sulla distribuzione della materia oscura, sull’espansione dell’universo e sulle condizioni che hanno permesso la formazione di stelle, pianeti e, in ultima istanza, la vita.
Le principali domande che gli astronomi si pongono sulle galassie riguardano la loro formazione, evoluzione e composizione. Ad esempio, ancora non sappiamo quali siano i processi che hanno portato alla nascita delle prime galassie nell’universo primordiale, quali fattori influenzino la loro evoluzione (come ad esempio le interazioni tra galassie o le attività del buco nero supermassiccio centrale), quali siano i meccanismi che regolano la formazione di nuove stelle al loro interno, cosa determini la loro forma e struttura e quale sia il loro destino finale. Queste domande guidano molte delle ricerche attuali in cosmologia e astrofisica, e la loro comprensione può offrire una visione più completa.

Fig. 1 – Osservatorio di Padova


Il progetto di ricerca GASP ha come scopo principale quello di comprendere come le galassie vicine a noi possano evolvere a seconda dell’ambiente in cui vivono e, in particolare, quali siano i meccanismi fisici che riescono a strappare il gas delle galassie, influenzando la loro forma. GASP è l’acronimo di “Gas Stripping Phenomena in Galaxies”, che vuol letteralmente dire “fenomeni fisici che riescono a strappare il gas alle galassie”. Il progetto è guidato dalla dott.ssa Bianca Maria Poggianti, direttrice dell’Osservatorio astronomico di Padova (Fig.1), una delle sedici sedi in Italia dell’Istituto Nazionale di Astrofisica ente di ricerca nazionale dedicato all’astrofisica.
Il progetto GASP è stato finanziato dal Consiglio per la ricerca europeo con un ERC Advanced Grant di 2 milioni e mezzo di euro per cinque anni. L’importo è stato sfruttato principalmente per finanziare giovani ricercatrici e ricercatori a collaborare a questo progetto e a disseminare i risultati in conferenze di carattere nazionale e internazionale. Negli ultimi anni, all’Osservatorio di Padova una quindicina di persone tra personale a tempo indeterminato, PostDoc e dottorande/i, ha afferito al gruppo GASP. Al corposo gruppo si sono aggiunti circa venti altri ricercatori di istanza in altri istituti, sia sul suolo italiano che internazionale. La complessità degli studi affrontati infatti ha richiesto la collaborazione di scienziati con esperienze professionali complementari.

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Le Galassie Si Trasformano

GASP studia come le galassie si possono trasformare. Le galassie si presentano ai nostri occhi con diverse morfologie e ancora oggi per classificarle si usa la sequenza di Hubble, un sistema ideato dall’astronomo Edwin Hubble quasi cent’anni fa e schematizzato in figura 2. Le principali tipologie di galassie sono quattro: a spirale, con un nucleo centrale luminoso da cui si dipartono bracci a spirale ben definiti, ellittiche, senza particolari strutture interne, lenticolari, una via di mezzo tra le galassie ellittiche e le galassie a spirale, e irregolari. Queste categorie coprono la maggior parte delle morfologie galattiche osservate, anche se, come per ogni sistema semplice di schematizzazione, esistono diverse eccezioni e casi speciali di galassie che non rientrano in questa classificazione. In questo articolo parleremo di galassie con morfologie disturbate dall’ambiente circostante e che è difficile classificare secondo lo schema originale di Hubble.

Fig.2 Diagramma della sequenza di Hubble, che e’ uno schema di classificazione morfologica per le galassie, ideato da Edwin Hubble nel 1936. Lo schema di Hubble suddivide le galassie regolari in quattro ampie classi: ellittiche, lenticolari, spirali e irregolari, in base al loro aspetto visuale. Le galassie ellittiche possono venire ulteriormente classificate in sei classi in base al grado del loro schiacciamento (E0 = sferiche, E6= molto schiacciate). Le galassie lenticolari (S0) e le galassie spirali (Sa, Sb, Sc a seconda delle caratteristiche dei loro bracci a spirale) possono essere barrate (B) o meno. (Credit: Cui, DOI: 10.1109/WACV.2014.6836098)


Le componenti fondamentali delle galassie sono quattro: le stelle, che rappresentano la principale fonte di luce di una galassia; il gas, composto principalmente da idrogeno e che si può trovare in varie forme come ionizzato, neutro e molecolare; la polvere, composta da particelle microscopiche di vari elementi pesanti; e la materia oscura che, sebbene invisibile, costituisce gran parte della massa di una galassia.
Il gas interstellare e le stelle sono strettamente interconnessi: il gas molecolare, tipicamente più denso e freddo di quello neutro o ionizzato, è il materiale da cui si formano nuove stelle. Nelle galassie a spirale, questo si trova principalmente nel disco e in particolare lungo i bracci a spirale. A loro volta le stelle, durante la loro vita e specialmente nelle fasi finali, possono restituire del gas alle regioni circostanti, che naturalmente conserva una traccia dei processi nucleari che avvengono all’interno delle stelle. Esiste pertanto un ciclo continuo col quale la materia passa da stelle a gas interstellare e viceversa. Le galassie sono poi avvolte da un vasto alone di gas, che funge da riserva di materiale gassoso, parte del quale può raggiungere il disco galattico e favorire la formazione di nuove stelle. Viceversa, il gas presente nel disco può essere espulso dalla galassia a causa di vari processi interni o esterni (Fig.3).
La sfida principale per comprendere l’evoluzione delle galassie a spirale è quindi identificare i processi fisici responsabili di questi movimenti di gas in entrata e in uscita dai dischi galattici.

Fig.3 Rappresentazione schematica dell’ecosistema che circonda le galassie. Le galassie non sono scatole chiuse, ma scambiano materiale con l’esterno. Un alone di gas diffuso che funge da riserva di materiale circonda le galassie. Parte di questo gas può raggiungere il disco galattico attraverso dei canali preferenziali e favorire la formazione di nuove stelle. Inoltre, a causa di vari processi interni o esterni, il gas presente nel disco può essere espulso dalla galassia e in alcuni casi essere riciclato, in altri essere perso definitivamente (Credit: adattato da Tumlinson et al. 2017, DOI: 10.1146/annurev-astro-091916-055240).

Una delle principali scoperte degli ultimi decenni di studi astrofisici è che questi processi fisici dipendono da dove le galassie si trovano nell’Universo. Le galassie infatti non sono distribuite in modo casuale o uniforme, ma si organizzano in strutture gerarchiche. Se osserviamo un volume abbastanza ampio di universo troveremo che le galassie tendono a concentrarsi lungo i giganteschi filamenti di materia oscura che costituiscono la cosiddetta rete cosmica (che si estende su scale di centinaia di milioni di anni luce), una rappresentazione della quale è mostrata in figura 4. 

Fig 4: Simulazione che mostra la distribuzione di materia oscura nell’Universo, che assomiglia ad una rete cosmica. Questa distribuzione è composta da filamenti interconnessi di galassie e gas raggruppati che si estendono attraverso l’universo e separati da vuoti giganti. Il più grande di questi filamenti che abbiamo trovato finora è la Grande Muraglia di Ercole-Corona Boreale, che è lunga ben 10 miliardi di anni luce e contiene diversi miliardi di galassie. Nel complesso, queste caratteristiche conferiscono all’universo una somiglianza con un insieme intricato di ragnatele. Tuttavia, una volta che si ingrandisce abbastanza, questo schema scompare e l’universo sembra essere omogeneo e le galassie distribuite in modo uniforme. (Credit: Springel et al. (Virgo Consortium), Simulation code: Gadget-2).

D’altro canto, le regioni tra i filamenti sono chiamate vuoti cosmici e presentano una densità molto bassa di galassie. Alle intersezioni dei filamenti spesso si trovano raggruppamenti di galassie. A seconda della loro dimensione, questi vengono chiamati gruppi, se costituiti da poche fino a decine di galassie, o ammassi, se costituiti da concentrazioni di centinaia o migliaia di galassie legate insieme dalla gravità. Gli ammassi sono le strutture più grandi dell’universo legate gravitazionalmente e possono estendersi per diversi milioni di anni luce (Fig. 5). Gli ammassi di galassie si raggruppano ulteriormente in superammassi, che sono tra le più grandi strutture conosciute nell’universo. I superammassi possono contenere decine di migliaia di galassie e si estendono per centinaia di milioni di anni luce. Questa distribuzione delle galassie in una rete di filamenti, ammassi e superammassi è il risultato dell’evoluzione dell’universo nel corso di miliardi di anni, guidata dalla gravità e dalla distribuzione della materia oscura.

Fig 5: Ammasso di galassie chiamato Perseo. Negli ammassi, la concentrazione di galassie è molto più alta che nel resto dell’Universo. Gli ammassi sono anche permeati di un gas caldo che, a contatto con le galassie, ne altera le caratteristiche. (Credit: Euclid/ESA)

Le galassie situate negli ammassi e quelle nel campo (cioè isolate o in gruppi più piccoli e meno densi) mostrano proprietà distinte a causa delle diverse condizioni ambientali in cui si trovano e quindi ai diversi processi fisici a cui sono tipicamente sottoposte. Le galassie negli ammassi sono prevalentemente ellittiche o lenticolari, con un numero minore di galassie a spirale; al di fuori delle grandi strutture cosmiche, invece, la maggior parte delle galassie sono a spirale o irregolari. Le galassie di ammasso che ancora formano stelle tendono a farlo in modo meno efficiente rispetto alle loro controparti nel campo e in generale tendono comunque ad essere più rosse, il che indica che contengono stelle più vecchie o addirittura hanno smesso di formare nuove stelle da tempo.
Gli ammassi quindi forniscono un ambiente denso e dinamicamente attivo che tende a spegnere la formazione stellare nelle galassie, mentre il campo, caratterizzato da una densità minore di galassie, offre un ambiente meno ostile che consente alle galassie di mantenere attivi i processi di formazione stellare.

La Ram-Pressure Stripping

Uno dei processi fisici più efficaci negli ammassi è la cosiddetta ram-pressure stripping (= pressione d’ariete). Si tratta di un processo messo in atto quando una galassia si muove attraverso un mezzo denso, come il gas caldo presente in un ammasso di galassie. La pressione dinamica esercitata dal gas dell’ammasso può strappare via il gas interstellare dal disco della galassia, facendole sviluppare delle code e riducendo il combustibile disponibile per la formazione stellare. Fatto particolarmente comune nelle galassie a spirale che posseggono dischi ricchi di gas e che si muovono rapidamente attraverso il gas dell’ammasso.

Fig.6 Schema che rappresenta l’apparizione delle code in una galassia che entra in un ammasso. Al di fuori (cerchio rosso), la galassia e’ indisturbata e senza code. Nel suo viaggio verso il centro dell’ammasso, a un certo punto la galassia sviluppa le code perché il suo gas e’ gradualmente rimosso dalla ram pressure stripping. La durata della visibilità delle code dipende da vari fattori, tra cui la dimensione e le caratteristiche dell’ammasso, la dimensione, la quantità di gas e l’orbita della galassia. Quando tutto il gas e’ rimosso, le code scompaiono, la galassia non e’ piu’ in grado di formare stelle e diventa passiva (credit: adattato da Smith et al. 2022, DOI: 10.3847/1538-4357/ac7ab5).

La figura 6 mostra schematicamente come si sviluppano le code nelle galassie che entrano in ammasso. Si è visto però che la ram pressure stripping può verificarsi anche all’interno di gruppi di galassie, specialmente quando una galassia più piccola attraversa l’alone di gas di una galassia più grande. In effetti, la ram-pressure stripping avviene anche tra le galassie più piccole del nostro Gruppo Locale (il gruppo a cui appartiene anche la Via Lattea). L’assenza di un mezzo denso nel campo invece rende la ram pressure stripping poco efficiente negli ambienti più sparsi.
Anche la strangulation (=strangolamento galattico) è un processo tipico degli ammassi, il quale costringe la galassia a perdere gradualmente il suo gas circumgalattico, interrompendo l’afflusso di nuovo gas nel disco galattico. Il processo riduce la capacità della galassia di formare nuove stelle nel tempo, portando a un rallentamento della formazione stellare e a un invecchiamento delle stelle presenti. Si tratta di tempi di scala molto più lunghi rispetto a quelli della ram pressure e gli effetti sono quindi più difficili da identificare.

Nel campo e in piccoli gruppi, invece, le interazioni gravitazionali tra galassie possono essere molto importanti, causando distorsioni morfologiche nelle galassie coinvolte, decisamente più facili da osservare. Le forze mareali in atto fra le galassie possono generare code mareali, ponti di materia tra galassie, e persino innescare fusioni galattiche. Gli effetti di marea contribuiscono anche a riscaldare le stelle e il gas, alterando la dinamica interna della galassia.

Sebbene simulazioni e osservazioni abbiano fornito una panoramica dei possibili meccanismi fisici che possono alterare le proprietà delle galassie, uno studio dettagliato dei singoli processi e il loro effetto sull’evoluzione delle galassie su un campione statisticamente significativo fino a pochi anni fa era impensabile, a causa della mancanza di strumentazione adatta. Nel quadro del contesto descritto sin qui, il progetto internazionale GASP negli ultimi anni ha giocato un ruolo fondamentale per la comprensione di quali fenomeni fisici possono strappare il gas alle galassie in ambienti diversi.
Gli Strumenti del GASP

Il progetto GASP si basa sulla combinazione di dati osservativi e di simulazioni. Per condurre le osservazioni, sono stati impiegati diversi strumenti e telescopi. Il cuore del progetto è rappresentato da osservazioni effettuate con il Very Large Telescope, uno dei telescopi di punta dell’Osservatorio Europeo Australe (ESO, European Southern Observatory), che ha un diametro di 8 metri ed è situato nel deserto di Atacama, a Cerro Paranal, in Cile, a 2400 metri di altitudine. In particolare, è stata sfruttata la potenza di MUSE (Fig.7), uno spettrografo di ultima generazione in grado di acquisire circa 90.000 spettri con un’unica osservazione. MUSE è uno spettrografo a campo integrale, il che significa che fornisce uno spettro per ogni piccola porzione della galassia che si osserva.

Fig. 7 Il principale strumento che ha reso GASP possibile è MUSE, uno spettrografo a campo integrale installato al Very Large Telescope presso l’osservatorio del Paranal, gestito dall’ ESO


Grazie alle osservazioni effettuate con MUSE, GASP ha studiato più di 100 galassie a spirale, molte delle quali all’interno di ammassi. La peculiarità del programma osservativo è che, per ora, è l’unico capace di coprire con una singola osservazione non solo il centro del disco galattico, ma l’intero disco e anche le regioni circostanti, cruciali per i processi di acquisizione e perdita di gas.
Nonostante la sua potenza, MUSE ha il difetto di poter raccogliere solo luce visibile, cioè le lunghezze d’onda che anche l’occhio umano può percepire. Per studiare le emissioni di gas e stelle in altre lunghezze d’onda, sono state condotte ulteriori osservazioni coinvolgendo altri telescopi, tra cui ALMA, che osserva le onde millimetriche, MeerKAT e JVLA, specializzati nelle onde radio, e l’Hubble Space Telescope, che offre una risoluzione spaziale eccellente. Inoltre, abbiamo sfruttato il satellite AstroSAT per captare la radiazione ultravioletta e LOFAR per quella radio. Al momento la collaborazione GASP ha pubblicato 70 articoli su riviste con referaggio affrontando vari temi di grande rilevanza.

I Risultati ad oggi

GASP, ispirato da risultati su singole galassie portati avanti anche da altri gruppi di ricerca, ha dimostrato che effettivamente la ram pressure stripping è il processo fisico in grado di alterare maggiormente le proprietà delle galassie negli ammassi. Tutte le galassie che entrano in un ammasso subiscono il fenomeno della ram-pressure stripping. La quantità di gas strappata dipende da numerosi fattori, come la velocità con cui la galassia si muove nell’ammasso, la sua grandezza in relazione alle dimensioni dell’ammasso, la sua orbita, ossia la traiettoria con cui si muove all’interno dell’ammasso stesso. La visibilità del fenomeno dipende anche da fattori geometrici: in galassie che si muovono sul piano del cielo le code ad esempio sono più facili da rilevare rispetto a galassie che si muovono lungo la linea di vista e la cui coda potrebbe nascondersi dietro la galassia stessa (Fig 8).

Fig.8 Esempio che illustra l’importanza di fattori di proiezione nella caratterizzazione delle galassie soggette a ram pressure stripping, basato su simulazioni all’avanguardia. Le righe concentriche illustrano la posizione del disco galattico, le distribuzioni diffuse mostrano la coda. Entrambi i pannelli rappresentano la stessa galassia, ma a destra si e’ scelta un’orientazione casuale, mentre a sinistra la galassia e’ orientata nella posizione migliore per far vedere la lunga coda. Nella realtà, noi possiamo usufruire solo di un punto di vista (quello da Terra o dallo Spazio a noi circostante) e non possiamo scegliere da che parte guardare le galassie. E’ quindi per noi piu’ facile individuare le galassie che si muovono lungo il piano del cielo e le cui code sono nella posizione piu’ favorevole possibile (credit: adattato da Zieger et al. 2024, DOI: https://doi.org/10.1093/mnras/stad3716).


Gli effetti della ram pressure stripping sono vari. Ad esempio, il gas freddo e denso all’interno di una galassia viene strappato via, tipicamente in maniera asimmetrica e procedendo dalle parti esterne fino a quelle più interne del disco causando la formazione di code di gas, spesso visibili in osservazioni a diverse lunghezze d’onda, che sono tracce del gas che viene espulso dalla galassia e possono contenere regioni di nuova formazione stellare. Di contro, poichè il gas è il carburante per la formazione stellare, la sua perdita riduce o arresta la formazione di nuove stelle all’interno della galassia con conseguente impoverimento delle popolazioni stellari giovani e quindi accelerando il processo di “invecchiamento” della galassia.
Il tempo scala affinché tutto il gas si esaurisca a causa della ram pressure stripping è dell’ordine di un miliardo di anni.

Lo studio della formazione stellare nelle code di gas strappato ha sfruttato le riprese dal telescopio spaziale Hubble. Nella figura 9 si vedono le immagini combinate da diversi filtri di quattro galassie appartenenti al campione preso in esame nell’ambito del progetto di studio. Le immagini mostrano chiaramente le “code” di gas strappato dal disco galattico dalla ram pressure, dove si stanno formando nuove stelle. È proprio la presenza di tentacoli unidirezionali ha caratterizzare una peculiare classe morfologica, sono le “galassie medusa”, poiché ricordano le creature marine con tentacoli. È da sottolineare che stiamo portando esempi estremi di ram pressure stripping. Il fatto sorprendente è che si formino nuove stelle nelle code, poiché ciò accade fuori dal disco galattico, in un ambiente ostile immerso nel caldo gas intergalattico.
Le stelle che si formano nel processo appena descritta si raggruppano in ammassi (o “clumps”) i quali possiedono una massa tipica di circa un milione di masse solari, ma possono raggiungere anche più di 10 milioni di masse solari. Simili masse sono paragonabili a quelle delle galassie nane, non è quindi da escludere che in tali code si sviluppi una popolazione di galassie nane. Tuttavia, a differenza delle galassie nane conosciute, esse nel caso sarebbero prive di materia oscura, rendendole di fatto oggetti particolari e unici.

GASP ha anche ottenuto un’altra scoperta inaspettata sui nuclei galattici attivi. Un nucleo galattico attivo è la regione centrale di una galassia dove il buco nero supermassiccio accresce materia, cioè ingloba il gas che lo circonda. I buchi neri supermassicci esistono in tutte le galassie, ma non sono sempre in fase di accrescimento. Quando lo sono, emettono una grande quantità di energia visibile in diverse lunghezze d’onda. Abbiamo scoperto che nelle galassie medusa la percentuale di nuclei galattici attivi è superiore rispetto alle galassie normali, suggerendo che la ram pressure favorisca l’accumulo di gas nel buco nero centrale. Si tratta di un’evidenza che può apparire controintuitiva: poiché la ram pressure rimuove gas dalla galassia, non ci si aspetterebbe che contemporaneamente favorisse l’accrescimento nel nucleo. Tuttavia, fra le ipotesi che consentirebbero il meccanismo c’è la redistribuzione del momento angolare generata proprio dalla ram pressure, condizione con consentirebbe al gas di cadere più facilmente verso il centro.
Infine, un altro risultato significativo riguarda la morfologia delle galassie, cioè come cambia la loro forma a seguito della ram pressure. Per molti anni si è ipotizzato che una galassia a spirale potesse evolversi in una galassia lenticolare smettendo di formare stelle per la mancanza di gas. Dai dati raccolti con MUSE, attraverso modelli evolutivi della luce delle galassie, abbiamo dimostrato che la ram pressure può causare la trasformazione, facendo invecchiare e spegnere gradualmente le stelle del disco, che diventano meno luminose e cambiano colore.

Conclusione

È corretto affermare che GASP ha permesso di dare risposta a importanti domande riguardanti le galassie in ammasso. Contemporaneamente però ne ha anche poste di nuove, soprattutto riguardo a come i meccanismi in ambienti meno densi possono influenzare l’evoluzione delle galassie. Intendiamo quindi ora estendere lo studio dettagliato di GASP anche ai gruppi di galassie e ai filamenti vicini a noi, per ottenere un censo dei vari processi fisici e quantificare la loro importanza relativa. In un futuro più lontano, grazie a nuovi strumenti come SKA, che studierà l’idrogeno neutro, e MAVIS, che per esempio permettere di analizzare gli ammassi di formazione stellare, potremo raggiungere una mappatura su scale spaziali ancora più piccole delle distribuzioni di gas neutro e stelle e quindi capire i processi che avvengono nelle galassie ancora più dettagliatamente. Nel contempo, l’approccio di GASP sarà applicato anche nello studio di galassie più distanti, vicine alle epoche cosmologiche del Big Bang, per comprendere come i processi fisici si svolgevano miliardi di anni fa.

Per maggiori informazioni sul progetto consultare il sito di riferimento https://web.oapd.inaf.it/gasp/index.html

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L’articolo è pubblicato in COELUM 271 VERSIONE CARTACEA

 

The jellyfish galaxy JW39 hangs serenely in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. This galaxy lies over 900 million light-years away in the constellation Coma Berenices, and is one of several jellyfish galaxies that Hubble has been studying over the past two years. Despite this jellyfish galaxy’s serene appearance, it is adrift in a ferociously hostile environment; a galaxy cluster. Compared to their more isolated counterparts, the galaxies in galaxy clusters are often distorted by the gravitational pull of larger neighbours, which can twist galaxies into a variety of weird and wonderful shapes. If that was not enough, the space between galaxies in a cluster is also pervaded with a searingly hot plasma known as the intracluster medium. While this plasma is extremely tenuous, galaxies moving through it experience it almost like swimmers fighting against a current, and this interaction can strip galaxies of their star-forming gas. This interaction between the intracluster medium and the galaxies is called ram-pressure stripping, and is the process responsible for the trailing tendrils of this jellyfish galaxy. As JW39 has moved through the cluster the pressure of the intracluster medium has stripped away gas and dust into long trailing ribbons of star formation that now stretch away from the disc of the galaxy. Astronomers using Hubble’s Wide Field Camera 3 studied these trailing tendrils in detail, as they are a particularly extreme environment for star formation. Surprisingly, they found that star formation in the ‘tentacles’ of jellyfish galaxies was not noticeably different from star formation in the galaxy disc. [Image Description: A spiral galaxy. It is large in the centre with a lot of detail visible. The core glows brightly and is surrounded by concentric rings of dark and light dust. The spiral arms are thick and puffy with grey dust and glowing blue areas of star formation. They wrap around the galaxy to form a ring. Part of the arm is
The galaxy JW100 features prominently in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope, with streams of star-forming gas dripping from the disc of the galaxy like streaks of fresh paint. These tendrils of bright gas are formed by a process called ram pressure stripping, and their resemblance to dangling tentacles has led astronomers to refer to JW100 as a ‘jellyfish’ galaxy. It is located in the constellation Pegasus, over 800 million light-years away. Ram pressure stripping occurs when galaxies encounter the diffuse gas that pervades galaxy clusters. As galaxies plough through this tenuous gas it acts like a headwind, stripping gas and dust from the galaxy and creating the trailing streamers that prominently adorn JW100. The bright elliptical patches in the image are other galaxies in the cluster that hosts JW100. As well as JW100’s bright tendrils, this image also contains a remarkably bright area of diffuse light towards the top of this image which contains two bright blotches at its core. This is the core of IC 5338, the brightest galaxy in the galaxy cluster, known as a cD galaxy. It’s not unusual for cD galaxies to exhibit multiple nuclei, as they are thought to grow by consuming smaller galaxies, the nuclei of which can take a long time to be absorbed. The bright points of light studding its outer fringes are a rich population of globular clusters.  This observation took advantage of the capabilities of Hubble’s Wide Field Camera 3, and is part of a sequence of observations designed to explore star formation in the tendrils of jellyfish galaxies. These tendrils represent star formation under extreme conditions, and could help astronomers understand the process of star formation elsewhere in the universe. [Image Description: A thin spiral galaxy is seen edge-on in the lower right. Its bulge and arms are very bright, mixing reddish and bluish light. Patchy blue trails extend below it, resembling tentacles, made from star-forming regions. Six sm
A jellyfish galaxy with trailing tentacles of stars hangs in inky blackness in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. As Jellyfish galaxies move through intergalactic space they are slowly stripped of gas, which trails behind the galaxy in tendrils illuminated by clumps of star formation. These blue tendrils are visible drifting below the core of this galaxy, and give it its jellyfish-like appearance. This particular jellyfish galaxy — known as JO201 — lies in the constellation Cetus, which is named after a sea monster from ancient Greek mythology. This sea-monster-themed constellation adds to the nautical theme of this image. The tendrils of jellyfish galaxies extend beyond the bright disc of the galaxy core. This particular observation comes from an investigation into the sizes, masses and ages of the clumps of star formation in the tendrils of jellyfish galaxies. Astronomers hope that this will provide a breakthrough in understanding the connection between ram-pressure stripping — the process that creates the tendrils of jellyfish galaxies — and star formation. This galactic seascape was captured by Wide Field Camera 3 (WFC3), a versatile instrument that captures images at ultraviolet and visible wavelengths. WFC3 is the source of some of Hubble’s most spectacular images, from a view of Jupiter and Europa to a revisit to the Pillars of Creation. [Image description: A spiral galaxy lies just off-centre. It has large, faint, reddish spiral arms and a bright, reddish core. These lie over two brighter blue spiral arms. These are patchy, with blotches of star formation. Long trails of these bright blotches trail down from the lower spiral arm, resembling tendrils. The background is black, lightly scattered with small galaxies and stars, and a larger elliptical galaxy in one corner.] Links First science paper in the Astrophysical Journal Second science paper in the Astrophysical Journal Zoom: Galactic Seascape
The jellyfish galaxy JO206 trails across this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope, showcasing a colourful star-forming disc surrounded by a pale, luminous cloud of dust. A handful of bright stars with criss-cross diffraction spikes stand out against an inky black backdrop at the bottom of the image. JO206 lies over 700 million light-years from Earth in the constellation Aquarius, and this image of the galaxy is the sixth and final instalment in a series of observations of jellyfish galaxies. Some of Hubble’s other observations of these peculiar galaxies — which range from grandiose to ghostly — are available here.  Jellyfish galaxies are so-called because of their resemblance to their aquatic namesakes. In this image, the disc of JO206 is trailed by long tendrils of bright star formation that stretch towards the bottom right of this image, just as jellyfish trail tentacles behind them. The tendrils of jellyfish galaxies are formed by the interaction between galaxies and the intra-cluster medium, a tenuous superheated plasma that pervades galaxy clusters. As galaxies move through galaxy clusters they ram into the intracluster medium, which strips gas from the galaxies and draws it into the long tendrils of star formation. The tentacles of jellyfish galaxies give astronomers a unique opportunity to study star formation under extreme conditions, far from the influence of the main disc of the galaxy. Surprisingly, Hubble revealed that there are no striking differences between star formation in the discs of jellyfish galaxies and star formation in their tentacles, which suggests the environment of newly-formed stars has only a minor influence on their formation. [Image Description: A spiral galaxy that is tilted partially toward us. Its inner disc is bright and colourful, with bluish and reddish spots of star formation throughout the arms. An outer disc of pale, dim dust surrounds it. It has many arms, which are being pulled away from the disc, down and t
The jellyfish galaxy JO175 appears to hang suspended in this image from the NASA/ESA Hubble Space Telescope. This galaxy lies over 650 million light-years from Earth in the appropriately-named constellation Telescopium, and was captured in crystal-clear detail by Hubble’s Wide Field Camera 3. A handful of more distant galaxies are lurking throughout the scene, and a bright four-pointed star lies to the lower right side. Jellyfish galaxies get their unusual name from the tendrils of star-forming gas and dust that trail behind them, just like the tentacles of a jellyfish. These bright tendrils contain clumps of star formation and give jellyfish galaxies a particularly striking appearance. Unlike their ocean-dwelling namesakes, jellyfish galaxies make their homes in galaxy clusters, and the pressure of the tenuous superheated plasma that permeates these galaxy clusters is what draws out the jellyfish galaxies’ distinctive tendrils. Hubble recently completed a deep dive into jellyfish clusters, specifically the star-forming clumps of gas and dust that stud their tendrils. By studying the origins and fate of the stars in these clumps, astronomers hoped to better understand the processes underpinning star formation elsewhere in the Universe. Interestingly, their research suggests that star formation in the discs of galaxies is similar to star formation in the extreme conditions found in the tendrils of jellyfish galaxies. [Image Description: A spiral galaxy. Its spiral arms are studded with many pink spots, especially around the top of the galaxy. One arm is sticking out below the galaxy. From it and around the bottom of the galaxy, faint gas streams away, while little gas is visible above the galaxy. The galaxy is quite small in the centre of a dark background, where a few smaller galaxies of various shapes and sizes hang.] Links Pan: Ghostly galactic jellyfish
Here we see JO204, a ‘jellyfish galaxy’ so named for the bright tendrils of gas that appear in this image to be drifting lazily below JO204’s bright central bulk. The galaxy lies almost 600 million light-years away in the constellation Sextans. This image was captured by the NASA/ESA Hubble Space Telescope, and it is the third of a series of Pictures of the Week featuring jellyfish galaxies. This series of images is possible thanks to a survey in which observations were made of six of these fascinating galaxies, including JO204. This survey was performed with the intention of better understanding star formation under extreme conditions.  Given the dreamy appearance of this image, it would be understandable to wonder why jellyfish galaxies should be such a crucible for star formation. The answer is that — as is often the case with astronomy — first appearances can be deceiving. Whilst the delicate ribbons of gas beneath JO204 may look like floating jellyfish tentacles, they are in fact the outcome of an intense astronomical process known as ram pressure stripping. Ram pressure is a particular type of pressure exerted on a body when it moves relative to a fluid. An intuitive example is the sensation of pressure you experience when you are standing in an intense gust of wind — the wind is a moving fluid, and your body feels pressure from it. An extension of this analogy is that your body will remain whole and coherent, but the more loosely bound things — like your hair and your clothes — will flap in the wind. The same is true for jellyfish galaxies. They experience ram pressure because of their movement against the intergalactic medium that fills the spaces between galaxies in a galaxy cluster. The galaxies experience intense pressure from that movement, and as a result their more loosely bound gas is stripped away. This gas is mostly the colder and denser gas in the galaxy — gas which, when stirred and compressed by the ram pressure, collapses and

Fig. 9. Esempi di galassie che risentono della cosiddetta ram pressure stripping. Scie di materiale perso dalla galassia nel suo moto attraverso l’ammasso sono evidenti. GASP ha scoperto come in queste code si possano formare nuove stelle. (Credit: ESA/Hubble & NASA, M. Gullieuszik and the GASP team).

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