Superammasso della Vergine: differenze tra le versioni

A partire dalla prima grande raccolta di nebulose pubblicata da [[William Herschel|William]] e [[John Herschel]] nel [[1863]], è noto che c'è un marcato eccesso di campi di nebulose in direzione della [[Vergine (costellazione)|costellazione della Vergine]], in vicinanza del polo nord galattico. Negli [[anni 1950|anni cinquanta]] del [[XX secolo|secolo scorso]] l'astronomo franco-americano G.H. de Vaucouleurs fu il primo a ipotizzare che questo eccesso rappresentasse una struttura di tipo galattico su grande scala, coniando nel [[1953]] il termine "Supergalassia Locale" che poi cambiò in Superammasso Locale nel [[1958]] e in Superammasso della Vergine nel [[2014]].

Durante gli [[anni 1960|anni sessanta]] e [[anni 1970|settanta]] si dibatté la questione se il Superammasso Localedella Vergine fosse effettivamente una struttura o dovesse essere considerato un casuale allineamento di galassie.<ref name="deV81">

Osservando gli effetti gravitazionali sui movimenti delle galassie, è possibile stimare la massa totale del Superammasso Localedella Vergine a circa 10¹⁵ volte quella del [[Sole]]. La sua luminosità è però troppo poca per rendere conto di questa cifra, e si pensa quindi che gran parte della sua massa sia composta di [[materia oscura]].

I dati del giugno [[2003]] provenienti dalla quinquennale analisi Two-degree-Field Galaxy redshift Survey (2dF) hanno permesso agli astronomi di confrontare il Superammasso Localedella Vergine con altri superammassi. Il Superammasso localedella Vergine risulta essere un superammasso modesto e privo di un nucleo ad alta densità. Possiede un ammasso ricco di galassie al centro, circondato da filamenti di galassie e gruppi modesti.<ref name="ein07">

La [[densità]] numerica delle galassie nel Superammasso Localedella Vergine diminuisce con il quadrato della distanza dal suo centro, situato nei pressi dell'[[ammasso della Vergine]], suggerendo che le componenti di questo ammasso non siano disposte in modo casuale. In complesso, la grande maggioranza delle galassie luminose (di grandezza assoluta maggiore di -13) è concentrata in un piccolo numero di nubi (gruppi di ammassi galattici). Il 98% si trova nelle seguenti undici nubi, elencate in ordine decrescente di galassie luminose: Cani da caccia, ammasso della Vergine, Vergine II (ramo sud), Leone II, Vergine III, Cratere ([[NGC 3672]]), Leone I, Leone Minore ([[NGC 2841]]), Dragone ([[NGC 5907]]), Macchina Pneumatica ([[NGC 2997]]) e [[Gruppo di NGC 5643|NGC 5643]]. Delle galassie luminose localizzate nel disco, un terzo si trova nell'ammasso della Vergine mentre le rimanenti si trovano nella nube dei Cani da caccia e nella nube della Vergine II, con l'aggiunta del piuttosto insignificante gruppo di NGC 5643.

}}</ref>. Lynden-Bell ed altri autori ([[1988]]) hanno dato a questa causa il nome di [[Grande Attrattore]]. Se da un lato gli astronomi si sentono abbastanza sicuri per quanto riguarda la velocità del Superammasso Localedella Vergine, che è stata misurata in confronto alla [[Radiazione cosmica di fondo]], la natura di ciò che lo sta provocando non è ancora ben compresa.