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LA NASCITA DELLE STELLE parte II

 

LA NASCITA DELLE STELLE parte II

 

Da getti di polvere ad astro splendente

 

La stella nascente nota come HH-43 in Orione ripresa dai telescopi dell'ESO

Immagine ripresa dai telescopi dell'ESO dell'oggetto HH-43 nella costellazione di Orione: una protostella in fase avanzata

 

In questa seconda parte dell’articolo sulla nascita delle stelle verranno presentati gli stadi finali e forse piu’ spettacolari della genesi degli astri.

Ricapitolando l’articolo precedente abbiamo visto che la formazione stellare ha luogo in seno a nubi di materia (per lo piu’ idrogeno allo stato gassoso e polveri), che queste nubi possono essere luminose, scure o a riflessione in funzione se ci sono stelle in grado di illuminare e in funzione della loro composizione e densita’; abbiamo visto anche che una nube puo’ iniziare a “collassare” sotto il proprio peso se la sua massa supera un limite critico e ben conosciuto; inoltre durante il suo collasso puo’ accadere che essa si frantumi in piu’ centri di aggregazione potendo generare quindi piu’ stelle o anche un intero ammasso; attualmente si pensa infatti, che oltre la meta’ dei centri di “incubazione stellare” siano in grado di generare sistemi multipli di stelle! Come nota possiamo dire che il processo di frammentazione e’ davvero efficiente, e infatti, le stelle piu’ comuni sono quelle di massa piu’ piccola (la distribuzione e’ detta “funzione di massa”).

 

Qui a sinistra: fantastica immagine della nebulosa Aquila (M17) nella costellazione del Serpentario: al suo centro delle nubi oscure costituirte da polveri e gas celano inunmerevoli centri di aggregazione dove nuove stelle stanno nascendo. Fonte: ESO

 

Vediamo allora i passaggi mancanti tra questa fase di accrescimento di una protostella fino all’innesco del motore nucleare che brucia idrogeno, quindi alla nascita di una stella, tenendo presente che, man mano che la nube si condensa, diventa sempre piu’ impenetrabile alle nostre indagini.

 

IL DISCO DI ACCRESCIMENTO

Rappresentazione artistica di un disco di accrescimento intorno ad una protostella: l'astro nascente e' nascosto al centro di un disco di gas e polveri che consente la caduta di materia verso il centro. Fonte: ESO

 

Dopo la frammentazione (prendiamo per semplicita’ il caso di un unico centro di aggregazione), il gas continua l’addensamento verso il centro gravitazionale. La densita’ pertanto aumenta e aumenta anche l’opacita’ a differenti lunghezze d’onda, rendendo pertanto invisibile l’oggetto che si sta formando. Quello che si nota e' che, differentemente dalle fasi iniziali del collasso della nube quando gas e polveri cadevano quasi liberamente verso il centro, adesso la materia in caduta verso l'interno si dispone su una struttura a forma di disco, al cui centro c'e' la protostella.  Il "disco di accrescimento"  si forma perche' il moto rotazionale della nube progenitrice viene conservato in qualche maniera: se prima la nube ruotava molto lentamente perche' molto estesa, adesso, nella fase di contrazione, il movimento si evidenzia moltissimo; questo disco inoltre ha il compito di dissipare il momento angolare della materia che costituisce disco e protostella, infatti senza questo effetto la protostella inizierebbe a roteare cosi’ velocemente fino al suo smembramento!

 

     

Dischi di accrescimento intorno a stelle in formazione: a sinistra il disco di accrescimento visto di taglio. Questo permette di capirne la sua forma rispoetto all'astro nascente; e' possibile notare anche una zona piu' ristretta del disco e piu' scura che lo percorre esattamente al centro. A destra molti dischi di accrescimento visti rispetto ad un fondo luminoso: e' la regione di intensa formazione stellare della Nebulosa di Orione: i dischi presentano tutti una stella quasi formata al loro centro. Fonte: Hubble Space Telescope

 

OGGETTI DI HERBIG-HARO E VARIABILITA'

L'accrescimento della protostella continua senza sosta: il tasso di aumento della massa della protostella e' proporzionale alla massa iniziale della nube; cosi' come sara' per una stella matura, questa fase sara' tanto piu' veloce e sconvolgente quanto maggiore e' la massa coinvolta nel processo stesso. La temperatura dell'oggetto centrale cresce costantemente: questo determina una forza che si oppone (ma senza fermarla) alla contrazione e quindi all'accrescimento di massa. Contestualmente alla formazione del disco di accrescimento puo’ esserci la presenza di campi magnetici (facilitati dal moto circolare della materia ormai in parte ionizzata dal calore raggiunto) e questi campi facilitano l’espulsione di materia secondo linee perpendicolari al piano del disco di accrescimento: quando questa materia incontra il gas circostante puo’ illuminare questo gas dando luogo a degli affascinanti effetti luminosi; questi oggetti sono noti come Herbig-Haro in base agli studiosi che ne hanno studiato per primi le loro caratteristiche.

 

  

La grande nebulosa della Carena e' un'altra zona di intensa formazione stellare: la presenza di nubi di polveri cela il processo di formazione della protostella. Alcune di queste protostelle hanno generato evidenti getti di Herbig-Haro che fuoriescono dall'involucro che "Custodisce" la protostella. Fonte: Hubble Space Telescope

 

Altri oggetti di Herbig-Haro ciascuno dalle caratteristiche e dimensioni differenti: in alto a sinistra l'ogetto HH-30 evidenzia un getto di materia perfettamente collimato e il disco di accrescimento e' perfettamente fisibile; in alto a destra il getto di Herbig-Haro e- ancora collimato ma con evidenza di zone piu' concentrato in esso, segno di una emissione di materia non costante nel tempo; in basso l'ohhetto HH47 mosta un getto estremamente vriegato e non collimato, segno di una probabile oggetto binario che lo ha prodotto determinandone una struttura non lineare, in tal caso la stella e' nascosta nella zona sinistra dell'immagine. Fonte: Hubble Space Telescope 

 

L’accrescimento raggiunge una fase di stallo quando la protostella raggiunge la temperatura di un milione di gradi kelvin: a questa temperatura la protostella inizia la fusione del deuterio, una variante piu' pesante dell'idrogeno; la sua fusione avviene a temperature piu' basse di quella dell'idrogeno ma e' anche meno efficiente: questa non e’ sufficiente a mantenere la stella in equilibrio, ma e’ capace di rallentare notevolmente il processo di accrescimento. Questa fase finale, che serve alla protostella per acquistare la meta’ del suo peso, dura circa 10 volte il tempo necessario ad accumulare la prima meta’! L’innesco della fusione del deuterio fa sì anche che parte dell’involucro gassoso e polveroso venga espulso; puo’ dar luogo pertanto ad una fase di variabilita’ della luminosita’ dell’oggetto. Le variabili “FUOr” (dal nome della progenitrice FU Orionis) e le T Tauri appartengono a stelle in questa fase evolutiva, che e’ nota anche come fase di “pre-sequenza” ossia prima della sequenza principale (il verso dignificato di sequenza principale lo capiremo quando perleremo del diagramma di Hertzsprung-Russell).

NASCE UNA STELLA

La fase di accrescimento con tutte le sue caratteristiche osservabili (eventuale disco, getti di Herbig-Haro, variabilita’, ecc) termina quando finalmente la stella raggiunge la massa necessaria per innescare nel suo nucleo la fusione dell’idrogeno: e’ questa la caratteristica che distingue una stella da altri oggetti; una protostella che non riesca a raggiungere la massa di 0.08 masse solare purtroppo non raggiunge questa capacita’ e quindi restera’ un oggetto piu’ scuro: una nana bruna. Stelle di massa maggiore a questo valore invece avranno il peso sufficiente per raggiungere la temperatura necessaria alla fusione: il Sole al suo centro ha una temperatura di circa 16 milioni di gradi; stelle piu' massicce hanno temperature ancora maggiori!

La fase di accrescimento di massa nelle stelle giovani è un processo con il quale le stelle appena nate continuano ad acquisire materiale dalla nube originaria: il materiale viene accelerato fino a due milioni di chilometri orari provocando violenti impatti sulla superficie stellare. Al centro della zona di impatto il materiale si scalda fino a milioni di gradi mentre esternamente alla regione può formarsi una coltre di gas denso e freddo in grado di nascondere parzialmente la parte interna (Science Advances, Novembre 2017). Questo processo sottrae materiale al disco circumstellare e quindi sottrae disponibilità di materiale ai pianeti. 

Nane brune: oggetti a metà 

Come accennato, le nane brune sono corpi celesti più grandi dei pianeti gassosi ma non così massicce da poter brillare come una vera stella. La natura ambigua avvicina questi corpi, per caratteristiche, una volta ai pianeti e una volta alle stelle. Un articolo di Agosto 2017 a firma del JPL della NASA e pubblicato su Science ha utilizzato il telescopio orbitante Spitzer per studiare sei nane brune in termini di variazione di luminosità, analizzando le variazioni atmosferiche che fino a quel momento avevano creato un po' di imbarazzo in termini di spiegazione scientifica. Le nubi delle nane brune sono molto mutevoli in termini di velocità e spessore e sono composte quasi essenzialmente da goccioline di ferro e polvere di silicio. Lo studio ha evidenziato come a determinare le variazioni osservate concorrano delle gigantesche onde a larga scala, avvicinando le nane brune alla natura atmosferica dei giganti gassosi piuttosto che a quella dei pianeti. Le nubi delle nane brune sono organizzate in bande così come i giganti gassosi del Sistema Solare e anche i venti sembrano simili ai pattern seguiti su Giove. Al pari di Giove, quindi, non meraviglierebbe riscontrare la presenza di ovali rappresentanti tempeste, come la Grande Macchia Rossa. L'unico modello in grado di spiegare comportamenti così repentini deriva dalla presenza di onde atmosferiche: laddove le onde si trovino a convergere, la nana apparirà più brillante in un singolo punto. Se le onde divergono ci saranno invece più punti a maggior luminosità. 

La fase stabile delle stelle

Il raggiungimento della fusione dell'idrogeno pone termine a questa fase abbastanza convulsiva della formazione dell'astro che inizia una fase stabile che dura la maggior parte della sua vita; come gia' detto prima, maggiore e' la massa dell'astro piu' veloce saranno sia la fae di formazione che l'intera vita della stella. Una stella come il nostro Sole ha una vita stimata di circa 10 miliardi di anni; stelle massicce, come ad esempio la vicina Rigel invece,  bruciano il proprio carburante con una velocita' e voracita' tale che, anche se molto piu' massicce del Sole, vivono solo per pochi milioni di anni, avendo una vita breve ma luminosissima. Il motivo di questa vita breve e' la temperatura del "motore" interno, che sara' l'oggetto del prossimo articolo

La regione centrale della grande Nebulosa di Orione (M42) e' forse la zona piu' famosa di formazione stellare: le stelle piu' luminose al centro della nebulosa sono nate da poco: la loro luminosita' e' tale da classificarle tra le classi di stelle piu' luminose (classi O e B). Questa intensa luminosita' permette di illuminare le zone circostanti rendendo M42 un oggetto visibile anche ad occhio nudo! La nebulosa intorno al Trapezio (le 4 stelle centrali si dispongono infatti a forma di trapezio) nasconde innumerevoli stelle in formazione tra cui anche oggetti mostrati in altre immagini di questo articolo. Fonte: ESO

La fusione dell'idrogeno in elio è rappresentata nella seguente animazione:

 


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