Nube interstellare

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Oltre 200 stelle di nuova formazione sono presenti all'interno della nube nota come NGC 604, nella Galassia del Triangolo. Queste stelle irradiano i gas con un'energetica luce ultravioletta, ionizzando gli atomi e creando delle vaste cavità all'interno della nube.

Nube interstellare è il termine generico assegnato agli accumuli di gas e polveri presenti all'interno di una galassia; in altri termini, si tratta di una regione nebulare in cui la densità della materia è superiore a quella media del mezzo interstellare.[1]

A seconda dei valori di densità, dimensioni e temperatura di una determinata nube, l'idrogeno in essa contenuto può presentarsi sotto diverse forme: neutro (Regione H I), ionizzato (Regione H II) o molecolare (nube molecolare). Solitamente ci si riferisce alle nubi di idrogeno neutro e ionizzato come nubi diffuse, mentre alle nubi molecolari come nubi dense.

Distribuzione[modifica | modifica sorgente]

Un dettaglio della Galassia Vortice che mostra addossate ai bracci di spirale diverse nubi interstellari, tra cui varie regioni H II (in rosato) e nubi di polveri oscure, luoghi d'elezione dei processi di formazione stellare. HST - NASA/ESA

Una tipica galassia spiraliforme, come la Via Lattea, contiene grandi quantità di mezzo interstellare, che si dispone principalmente lungo i bracci che delineano la spirale, ove la gran parte della materia che lo costituisce, qui convogliata a causa del moto di rotazione della galassia,[2] può formare strutture diffuse. La situazione cambia procedendo lungo la sequenza di Hubble, fino ad arrivare alle più esigue quantità di materia presenti nel mezzo interstellare delle galassie ellittiche;[3] conseguentemente, man mano che si riduce la quantità di mezzo interstellare vien meno la possibilità che si formino strutture nebulari diffuse, a meno che la galassia carente non acquisisca materiale da altre galassie con cui eventualmente interagisce.[4]

Tipologie[modifica | modifica sorgente]

In relazione ad alcuni parametri fisici, quali densità, dimensioni e temperatura, l'idrogeno contenuto all'interno delle nubi può presentarsi sotto diverse forme, rendendo possibile operare una distinzione delle diverse tipologie nubi interstellari.

Regioni H I[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione H I.

Le regioni H I (regione acca primo) sono costituite prevalentemente da idrogeno neutro monoatomico (H I); esse emettono un quantitativo estremamente basso di radiazione elettromagnetica, eccezion fatta per le emissioni nella banda dei 21 cm (1420 MHz), propria dell'H I. Nei pressi dei fronti di ionizzazione, in cui le regioni H I collidono con dei fronti di gas ionizzato in espansione (come una regione H II), queste ultime si illuminano in misura maggiore che in condizioni normali. Il grado di ionizzazione di una regione H I è molto basso e corrisponde a circa 10−4, ovvero una particella su 10.000.[5]

La mappatura delle emissioni alle lunghezze d'onda dell'H I con un radiotelescopio è una tecnica largamente utilizzata per determinare la struttura di una galassia spirale e definire le perturbazioni gravitazionali tra galassie interagenti.

Tra le regioni H I sono annoverate le nubi ad alta velocità,[6] che possiedono, per definizione, una vlsr (ovvero la velocità standard locale di riposo, local standard rest velocity) superiore a 90 km s-1.[7]

Nubi molecolari[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Nube molecolare.
La Nebulosa Testa di Cavallo, una grande colonna di idrogeno molecolare e polveri oscure che si sovrappone al chiarore di IC 434, entrambe fanno parte del complesso di Orione.

Le nubi molecolari sono nubi interstellari caratterizzate da valori di densità e temperatura che permettono l'aggregazione degli atomi di idrogeno per formare idrogeno molecolare, H2.[8] Le nubi molecolari costituiscono il luogo d'elezione per la nascita di nuove stelle.[9]

Dal momento che l'idrogeno molecolare è difficile da individuare all'osservazione infrarossa e radio, la molecola più frequentemente utilizzata per determinare la presenza di H2 è il monossido di carbonio (CO), con cui è normalmente in un rapporto di 10.000:1, ovvero 10.000 molecole di H2 per molecola di CO.[10] Il rapporto tra la luminosità del CO e la massa del H2 è più o meno costante, sebbene alcune osservazioni in certe galassie mettano in dubbio questo presupposto.[10]

In una tipica galassia spiraliforme come la Via Lattea, il gas molecolare rappresenta meno dell'1% del volume del mezzo interstellare, anche se ne costituisce la porzione con maggiore densità.[11]

Nella categoria delle nubi molecolari sono annoverate le nebulose oscure, le nubi giganti, i globuli di Bok e i cirri infrarossi.[11]

Regioni H II[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Regione H II.
Immagine ripresa dal Telescopio Spaziale Spitzer che ritrae le regioni centrali della Nebulosa Tarantola, la più grande regione H II del Gruppo Locale.

Le regioni H II (regioni acca secondo) sono invece nubi di idrogeno ionizzato (H II) dalla radiazione ultravioletta emessa dalle stelle giovani, blu e calde (dei tipi OB, nell'angolo superiore del diagramma H-R) che si sono formate al loro interno.[12] Per tale ragione, sono anche classificate tra le nebulosa a emissione. La presenza di una regione H II è indice di formazione stellare in corso.[13]

La grandezza di una regione H II è determinata sia dall'ammontare di gas presente, sia dalla luminosità delle stelle O e B: più luminose esse sono, più grande è la regione H II. Il suo diametro è generalmente dell'ordine di alcuni anni luce. Si trovano nei bracci di spirale delle galassie, perché è in essi che la maggior parte delle stelle si formano. Sono tra le caratteristiche più grandi e visibili dei bracci delle galassie spirale, e sono state rivelate anche in galassie di alto redshift.[14]

In luce visibile, sono caratterizzate dal loro colore rosso, causato dalla forte linea di emissione dell'idrogeno a 656,3 nanometri (linea H-α). Oltre all'idrogeno si trovano, in misura minore, anche altre specie atomiche; in particolare si osservano comunemente le linee proibite dell'ossigeno, dell'azoto e dello zolfo.[15]

Le regioni H II hanno vita piuttosto breve, in termini astronomici: dipendenti come sono dalle giovani e grandi stelle che forniscono l'energia necessaria, diventano invisibili dopo che queste stelle muoiono, e le stelle di grande massa hanno una vita di pochi milioni di anni, o al massimo di poche decine.[12][16]

Formazione[modifica | modifica sorgente]

Dettaglio della regione H II nota come nebulosa della Carena; sulla sommità delle colonne di idrogeno e polveri sono presenti due oggetti di Herbig-Haro, HH 901 e HH 902 (i getti perpendicolari all'asse delle colonne); tali colonne sono flagellate dai venti e dalla radiazione ultravioletta di vicine stelle massicce, responsabili del processo di fotoevaporazione che tali nubi subiscono. Vedi dettaglio

È comune opinione che le nubi interstellari facciano parte del ciclo del mezzo interstellare, secondo cui i gas e le polveri, materia prima per la formazione di nuove stelle, passano dalle nubi ad esse e, al termine della loro esistenza, tornino nuovamente a costituire nubi, costituendo il materiale di partenza per una successiva generazione di stelle.[17]

Le nubi interstellari si formano dall'addensarsi di un mezzo interstellare inizialmente molto rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particella per cm3. La normale dispersione di energia sotto forma di radiazione nell'infrarosso lontano (meccanismo questo assai efficiente) causa un raffreddamento progressivo del mezzo, che determina un incremento della densità[17] e fa sì che la materia del mezzo si addensi in regioni H I; man mano che il raffreddamento prosegue, tali nubi divengono sempre più dense. Quando la densità raggiunge un valore di 1000 particelle al cm3, la nube diviene opaca alla radiazione ultravioletta galattica; tali condizioni permettono agli atomi di idrogeno di combinarsi in molecole biatomiche (H2), tramite meccanismi che vedono coinvolte le polveri in qualità di catalizzatori;[17] la nube diviene ora una nube molecolare.[9] Qualora la quantità di polveri all'interno della nube sia tale da bloccare la radiazione luminosa visibile proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare nel cielo come una nebulosa oscura.[18]

I maggiori esemplari di queste strutture, le nubi molecolari giganti, possiedono densità tipiche dell'ordine delle 100 particelle al cm3, diametri di oltre 100 anni luce, masse superiori a 6 milioni di masse solari (M)[19] ed una temperatura media, all'interno, di 10 K. Si stima che circa la metà della massa complessiva del mezzo interstellare della nostra Galassia sia contenuta in queste formazioni,[20] suddivisa tra circa 6000 nubi molecolari ciascuna con più di 100.000 masse solari di materia al proprio interno.[21]
Alcune nubi sono talmente dense (~10.000 atomi al cm3) da essere opache anche all'infrarosso, che normalmente è in grado di penetrare le regioni ricche di polveri. Tali nubi contengono cospicue quantità di materia (da 100 a 100.000 M) e costituiscono l'anello di congiunzione evolutivo tra la nube e i nuclei densi che si formano per il collasso e la frammentazione della nube.[17]

L'eventuale presenza di giovani stelle massicce, che con la loro intensa emissione ultravioletta ionizzano l'idrogeno ad H+, trasforma la nube in una regione H II.[22]

Composizione chimica[modifica | modifica sorgente]

La regione di formazione stellare N11B, una nube molecolare nella Grande Nube di Magellano.

L'analisi della composizione delle nubi interstellari è realizzata studiando la radiazione elettromagnetica da queste emessa. I grandi radiotelescopi analizzano l'intensità di particolari frequenze che sono caratteristiche dello spettro di determinate molecole. Possiamo in questo modo produrre una mappa dell'abbondanza di queste molecole e comprendere le diverse composizioni delle nubi. Molte nubi interstellari sono fredde e tendono a emettere radiazione elettromagnetica di grande lunghezza d'onda. Nelle nubi calde spesso sono presenti ioni di molti elementi i cui spettri possono essere osservati nella luce visibile e ultravioletta.

I radiotelescopi possono analizzare anche tutte frequenze emesse da un determinato punto, registrando le intensità di ogni tipo di molecola. L'intensità del segnale è proporzionale all'abbondanza dell'atomo o la molecola che corrisponde a quella frequenza.[23]

Normalmente circa il 70% della massa delle nubi interstellari è composto da idrogeno, mentre la restante percentuale è in prevalenza elio con tracce di elementi più pesanti, detti metalli, quali calcio, neutro o sotto forma di cationi Ca+ (90%) e Ca++ (9%), e composti inorganici, come acqua, monossido di carbonio, acido solfidrico, ammoniaca e acido cianidrico.

Presenza di sostanze inattese[modifica | modifica sorgente]

Fino a poco tempo fa si pensava che il tasso delle reazioni chimiche all'interno delle nubi interstellari fosse molto lento, con pochi composti prodotti a causa delle basse temperature e densità delle nubi. Tuttavia negli spettri sono state osservate grandi molecole organiche che gli scienziati non si aspettavano di trovare in quelle condizioni. Normalmente le reazioni necessarie a crearle si presentano solamente a temperature e pressioni molto più alte. Il fatto di averle trovate indica che queste reazioni chimiche nelle nubi interstellari hanno luogo più velocemente di quanto sospettato.[24] Queste reazioni sono studiate nell'esperimento CRESU. Tra le molecole inattese risaltano numerosi composti organici, quali formaldeide, acido formico, etanolo e radicali (HO°, CN°).[25]

Le nubi interstellari costituiscono inoltre uno strumento per studiare la presenza e le proporzioni dei metalli nello spazio. La presenza e le proporzioni di questi elementi possono aiutare a sviluppare teorie sulle modalità attraverso cui tali sostanze sono prodotte, specialmente quando le loro proporzioni misurate si discostano da quelle previste dai modelli della nucleosintesi stellare e quindi suggeriscono l'intervento di processi alternativi, come la spallazione ad opera dei raggi cosmici.[26]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ C. R. O'Dell, Nebula, World Book at NASA. URL consultato il 18 maggio 2009.
  2. ^ AA. VV., op. cit., vol. 2, p. 68.
  3. ^ D. Merritt, Elliptical galaxy dynamics in The Astronomical Journal, vol. 756, febbraio 1999, pp. 129–168.
  4. ^ C. Dupraz, F. Casoli, The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals, Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union, Parigi, Francia, Kluwer Academic Publishers, 4-9 giugno 1990. URL consultato il 21 maggio 2009.
  5. ^ Kevin J. Anderson, Ed Churchwell, The Anatomy of a Nebula in Astronomy, vol. 13, 1985, pp. 66–71.
  6. ^ Dark Matter- More Than Meets the Eye, NASA. URL consultato il 12 febbraio 2010.
  7. ^ J. F. Navarro, C. S. Frenk, S. D. M. White, Simulations of X-ray clusters in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 275, 1995, p. 720. URL consultato il 27 giugno 2010.
  8. ^ C. R. O'Dell, Nebula, World Book at NASA. URL consultato il 18 maggio 2009.
  9. ^ a b Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2000, pp. 195–212, ISBN 0-521-65065-8.
  10. ^ a b Craig Kulesa, Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation in Research Projects. URL consultato il 7 settembre 2005.
  11. ^ a b J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF, Protostars and Planets IV, 2000, p. 97.
  12. ^ a b J. Franco, Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P., On the formation and expansion of H II regions in Astrophysical Journal, vol. 349, 1990, pp. 126–140, DOI:10.1086/168300.
  13. ^ L.D. Anderson, Bania, T.M.; Jackson, J.M. et al, The molecular properties of galactic HII regions in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 181, 2009, pp. 255–271, DOI:10.1088/0067-0049/181/1/255.
  14. ^ Cris Flynn, Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions), 2005. URL consultato il 14 maggio 2009.
  15. ^ V. Lebouteiller, Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. et al, Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66 in The Astrophysical Journal, vol. 680, 2008, pp. 398–419, DOI:10.1086/587503.
  16. ^ Alvarez, M.A., Bromm, V., Shapiro, P.R., The H II Region of the First Star in Astrophysical Journal, vol. 639, 2006, pp. 621-632, DOI:10.1086/499578. URL consultato il 27 gennaio 2009.
  17. ^ a b c d E. T. Young, Nuvoloso, con probabilità di stelle in Le Scienze, vol. 500, aprile 2010, pp. 76-83. URL consultato l'11 agosto 2010.
  18. ^ Secrets of a Dark Cloud, European Southern Observatory. URL consultato il 22 giugno 2010.
  19. ^ J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF, Protostars and Planets IV, 2000, p. 97.
  20. ^ J. Alves, C. Lada, E. Lada, Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Molecular hydrogen in space, Cambridge University Press, 2001, p. 217, ISBN 0-521-78224-4.
  21. ^ D. B. Sanders, N. Z. Scoville, P. M. Solomon, Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Characteristics of discrete features in Astrophysical Journal, Part 1, vol. 289, 1º febbraio 1985, pp. 373–387, DOI:10.1086/162897.
  22. ^ J. Franco, G. Tenorio-Tagle, P. Bodenheimer, On the formation and expansion of H II regions in Astrophysical Journal, vol. 349, 1990, pp. 126–140, DOI:10.1086/168300.
  23. ^ Project Leader Dr. Lochner, Spectra and What Scientists Can Learn From Them, Goddard Space Flight Center, NASA, novembre 2009. URL consultato il 12 febbraio 2010.
  24. ^ Charles Blue, Scientists Toast the Discovery of Vinyl Alcohol in Interstellar Space, National Radio Astronomy Observatory, ottobre 2001. URL consultato il 9 febbraio 2010.
  25. ^ M. P. Bernstein, S. A. Sandford, L. J. Allamandola, Dallo spazio le molecole della vita in Le Scienze, vol. 373, settembre 1999.
  26. ^ Knauth, D., Federman, S. and Lambert, D. Newly Synthesized Lithium in the Interstellar Medium Nature 405 (2000): 656-658. Print.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

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  • (EN) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them, Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5.
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica, Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1.
  • (EN) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2, Cambridge University Press, 2001, pp. 594, ISBN 0-521-56631-2.
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
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  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.
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Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Formazione Stellare Protostella tmp formazione stellare.jpg
Oggetti stellari giovani: ProtostellaStella pre-sequenza principale (Variabili Orione: T Tauri · EXor · FUorStella Ae/Be di Herbig)
Nebulosità associate: Nube interstellareNube molecolare (GMC) • Regione H IINebulosa oscuraGlobulo di BokNebulosa solare (Proplyd) • Oggetto di Herbig-Haro
Concetti e strumenti: Diagramma colore-coloreFunzione di massa inizialeInstabilità di JeansMeccanismo di Kelvin-Helmholtz
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