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LA NASCITA DELLE STELLE parte I

Da polvere a protostella

Dopo aver parlato nei precedenti articoli di come si è sviluppato nel tempo il concetto di stella e di quali sono state le difficoltà incontrate in questo percorso, si parla adesso del loro ciclo vitale e cosa di meglio per cominciare se non descrivere la nascita di una stella?

Questo articolo è dedicato al racconto, seppur sommario, del processo di formazione stellare, una conoscenza che, differentemente da altri rami dell’astrofisica, ha trovato compimento solo negli ultimi decenni. Il motivo di questo ritardo è dovuto al fatto che la nascita delle stelle avviene sempre in maniera “occulta”, in luoghi celati alla nostra vista e pertanto solo le recenti tecniche osservative (basate su osservatori in orbita intorno alla Terra) hanno dato uno slancio notevole a questa disciplina; insomma il segreto della nascita delle stelle è stato svelato grazie alle osservazioni di osservatori spaziali come IRAS, Hubble, Spitzer e altri.

Come si ricorda dai precedenti articoli, solo nel 19simo secolo si è compresa la composizione delle stelle e cioè che esse sono formate essenzialmente di idrogeno, di elio e di tracce di moltissimi altri elementi noti in natura. E' naturale pensare, quindi, che le stelle si formino dove si trova questo elemento ed è fondamentale capire come esso si trova nell’universo e, per questo, parliamo del “mezzo interstellare” che è molto ricco di idrogeno.

 

IL MEZZO INTERSTELLARE

 Per mezzo interstellare si intende tutto ciò che si trova nello spazio che divide le stelle. Guardando il cielo ad occhio nudo senza l’aiuto di telescopi si vedono solo le stelle più luminose e ciò porterebbe a sviluppare l’idea che lo spazio interstellare sia totalmente privo di oggetti o materia. Se pero’ osserviamo il cielo da luoghi abbastanza bui e lontani dalle luci delle citta’, è possibile ammirare uno spettacolo totalmente differente: un numero incredibile di stelle si mostrano ai nostri occhi e, soprattutto nei cieli estivi, una enorme nuvola indistinta che attraversa il cielo da parte a parte con zone più dense e zone più scure: è la Via Lattea, la nostra galassia! La forma di questo oggetto è assimilabile ad un disco (all’interno del quale si trova il nostro punto di osservazione: il sistema solare)  ma, se si prova a fotografare questa enorme striscia, è possibile scorgere una infinità di macchie luminose e scure che si alternano in maniera caotica.

Tutte queste nubi fanno parte del mezzo interstellare e non solo. Usando tecniche infrarosse o radio, è possibile trovare traccia di nubi anche lì dove non le vediamo con la fotografia! Queste ultime sono le nubi lontane da stelle che le “illuminano” in qualche maniera.

Idrogeno stellare e molecolare a confronto. Credit ICRARLe recenti osservazioni hanno permesso di verificare che queste nubi (o nebulose) sono costituite per la maggiorparte da idrogeno, proprio come il nostro Sole e poi di altri elementi. Le nubi oscure invece sono anche formate da polveri la cui costituzione sembra non differire molto dagli elementi “pesanti” (cioe’ gli elementi che non siano idrogeno ed elio) presenti nel Sole.

Si è sempre ritenuto che il fattore più importante per la nascita stellare fosse la presenza di molecole di idrogeno, pensato come combustibile per la formazione stellare. Tuttavia è stato rivalutato del tutto l'apporto degli atomi di idrogeno, più che delle molecole o almeno al pari delle stesse (Astrophysical Journal Letters - Ottobre 2017): un team della University of Western Australian node of the ICRAR ha studiato tramite l'Arecibo Observatory a Porto Rico e ALMA in Cile per osservare come il 70% del gas di idrogeno nell'universo locale sia formato da singoli atomi piuttosto che da molecole. Le aspettative verso le galassie più remote indicavano una probabilità maggiore di trovare idrogeno in forma molecolare, e invece anche ai confini dell'universo a farla da padrone sono gli atomi singoli, anche nella fase in cui la formazione stellare ha raggiunto il suo picco, circa 7 miliardi di anni dopo il Big Bang. Il bilancio tra gas molecolare e gas in atomi è più o meno uguale a quello presente oggi nella Via Lattea, quindi il ruolo dell''atomo di idrogeno non può essere più messo da parte nello studio della formazione stellare. 

Tentiamo di dare un po’ di ordine e catalogare le nubi che costituiscono il mezzo interstellare:

  • Le nubi ad emissione costituite da idrogeno, ionizzato o no
  • Nubi luminose costituite da polveri che riflettono la luce di stelle vicine
  • Le nubi oscure

 

 - Le nubi ad emissione sono nebulose che possiamo osservare in molte foto, come questa nebulosa "Cono" ripresa dai telescopi dell'ESO. Sono costituite essenzialmente di idrogeno e sono caratterizzate dall'essere luminose, il che le differenzia dalle nubi oscure che vedremo tra poco. La loro caratteristica luce  le rende facili da vedere rispetto ad uno sfondo più scuro.

Queste nubi sono sempre associate ad una o più stelle luminose che sono la sorgente di energia che illumina la nebulosa: solo le stelle più luminose, con la loro radiazione molto energetica, sono capaci di eccitare l'idrogeno che quindi emette il tipico colore rosso.

Spesso nelle nebulose ad emissione, specie nelle più massicce, è possibile scoprire zone con idrogeno allo stato molecolare; questo significa che la pressione di queste zone della nebulosa è tale da consentire a due atomi di idrogeno di costituire una molecola (H2); In altre zone questo non può succedere in quanto il gas è talmente rarefatto per consentire molti incontri tra atomi, che pertanto non riescono a formare più molecole di quante non se ne disgreghino. Sono queste zone più dense della nebulosa dove è possibile che si inneschi il processo di generazione della stelle.

 

 

 - Le nubi a riflessione sono invece nebulose la cui luce non è frutto di idrogeno ionizzato, ma semplicemente è la luce di stelle vicine riflessa dalle polveri che costituiscono la nebulosa. L'immagine di M78 nella costellazione di Orione che vediamo qui a fianco, anch'essa ripresa dai telescopi dell'ESO, mostra una nebulosa costituita da polveri (che distinguiamo come bande molto scure su un fondo illuminato) e da zone illuminate da una stella presente al loro centro: queste stelle illuminano tutta la nebulosa, il cui colore quindi è molto vicino a quello della stella centrale, e soprattutto, non è del caratteristico rosso delle nubi ad emissione che denotano presenza per lo più di idrogeno. Un altro esempio molto noto di nube a riflessione è la nebulosa che circonda l'ammasso delle Pleiadi che pò essere osservato solo in fotografie a lunga esposizione.

 

 

 

 

 

 

- Le nebulose oscure invece sono distanti da stelle che possano illuminarle e pertanto restano oscure; quindi è possibile rivelarne la presenza solo grazie al fatto che oscurano la luce di stelle che si trovano al di là di esse o di nebulose luminose che si trovano dietro di esse La dimensione dei granelli di polvere è tipicamente del decimo di micrometro, almeno nelle zone interstellari poco dense e si trovano alle freddissime temperature dell'ordine dei 10 gradi Kelvin.

L'iimmagine qui a fianco, anche questa ripresa dai telescopi dell'ESO, visualizza alcune nubi oscure che si stagliano sul fondo luminoso della nebulosa IC2944 e come è possibile notare i loro bordi sono molto netti. Queste nubi sono spesso citate come "globuli di Bok" in onore del primo astronomo che ne ha approfondito lo studio.

 

 

 

 

Rappresentazione di molecole e getti

Stelle che nascono da regioni fredde, quindi, ma le osservazioni vedono stelle formarsi anche laddove non dovrebbero. Ghiaccio in una fornace: questo sembrano le molecole - le parti più fredde dell'universo - rinvenute decenni fa al centro delle galassie in prossimità di fenomeni altamente energetici indotti dai buchi neri centrali. La sopravvivenza di queste particelle è sempre stata un mistero ma una nuova teoria sembra girare il tutto: non sono molecole sopravvissute ma sono nuove molecole, nate nei venti e adattate a vivere in un ambiente ostile. I processi chimici alla base della teoria sono stati modellizzati in un codice di simulazione e mostrano i dettagli di quanto accade all'interno del mezzo interstellare accelerato dalla radiazione prodotta dai buchi neri e dal loro ambiente. Il gas dalle zone centrali viene scaldato e questo distrugge ogni molecola esistente ma il processo continua con un raffreddamento che dà vita a nuove molecole. Nel 2017 gli astronomi hanno osservato una rapida formazione di stelle nei venti indotti dal buco nero, un fenomeno ritenuto impossibile date le estreme condizioni dei flussi altamente energetici. Le nuove stelle si formano da gas molecolare e così la teoria proposta potrebbe aiutare anche a spiegare questa presenza di nuove stelle nel vento energetico.

Illustrazione schematica del processo chimico nelle nubi molecolari. Credit Hokkaido UniversityLa modalità con la quale il gas riesce a sfuggire dal ghiaccio a temperature estremamente fredde è stata dimostrata in laboratorio a fine 2017, giustificando anche il modo in cui l'idrogeno solforato viene rilasciato dalle nubi molecolari (desorbimento chimico). Alla temperatura di circa 10 Kelvin, tutte le molecole tranne l'idrogeno e l'elio dovrebbero essere bloccate nel ghiaccio, sulla superficie della polvere, ma le osservazioni hanno evidenziato che così non è. Il processo di fotodesorbimento indotto dalla radiazione ultravioletta esiste ma non appare molto efficiente nelle zone più dense, dove le stelle vanno a formarsi. Cinquanta anni fa, circa, fu proposta una soluzione basata sul desorbimento chimico, con energia fornita da reazioni chimiche. Oggi, tramite un sistema sperimentale basato su acqua amorfa a 10 Kelvin e idrogeno solforato, è stato mostrato e provato come il desorbimento venga in effetti causato dall'interazione tra idrogeno e idrogeno solforato, quindi da una reazione chimica come postulato cinquanta anni fa. Il processo è apparso molto più efficiente di quanto ritenuto fino ad allora. 

LA FRAMMENTAZIONE DI UNA NUBE: VERSO UNA PROTOSTELLA

 

La presenza di nubi costituite da gas o polveri in linea di prinicipio è il prerequisito per la genesi delle stelle, ma l’avvio del processo di nascita si ha solo quando queste nebulose iniziano un processo di “collasso” gravitazionale, ossia iniziano a contrarsi sotto il loro stesso peso verso un centro di aggregazione; questo permette l’addensamento del materiale che le costituisce e pertanto l’aumento di temperatura: sarà proprio il raggiungimento di una temperatura critica che permetterà a questi centri di aggregazione di poter bruciare l’idrogeno che le costituisce e quindi brillare come una meravigliosa stella da ammirare nel cielo notturno; ma prima di arrivare a questo traguardo il percorso è lungo!

Il processo di contrazione e frammentazione delle nebulose è stato sconosciuto fino a pochi decenni fa; fu il britannico James Jeans il primo trovare in maniera teorica (1902) che è possibile che le nebulose gassose iniziano a contrarsi per una instabilità: insomma la pressione del gas che la costituisce non riesce a contrastare la forza gravitazionale della massa stessa. L’instabilità di Jeans, così come è nota, è pertanto il sintomo e l’inizio del processo di formazione stellare. 

Iniziata la fase di contrazone entra in gioco un secondo fattore, sempre studiato da James Jeans: la frammentazione della nube in contrazione. Infatti Jeans dimostrò che oltre alla instabilità di una nube c’è un fattore critico, molto variabile da altri fattori, che rende possibile che una parte della nube in contrazione possa separarsi da altre parti della nube stessa: insomma si assiste ad una vera e propria frammentazione della nube in molteplici nuclei di aggregazioni; questo è possibile solo se la massa della nube è abbastanza grande che delle singole parti in contrazione superino la soglia per poter procedere autonomamente la contrazione.

Questa differenza determina la nascita di stelle singole o di interi ammassi di stelle. A quanto pare il caso più diffuso nella nostra galassia è che le stelle nascano in gruppi o ammassi. E' noto infatti, che le nebulose gassose dove osserviamo tutt’ora la formazione stellare, ospitino al loro interno gruppi di stelle, alcune delle quali molto luminose al punto da rendere possibile che l’idrogeno della nebulosa sia eccitato e quindi possa emettere il caratteristico colore rosso

Metanolo, rappresentazioneUno dei problemi maggiori nello studio della formazione stellare è individuare il ruolo del campo magnetico visto che si tratta di una componente di difficile misurazione. Un modo per ovviare al problema è stato analizzare in laboratorio il comportamento del metanolo in presenza di campo magnetico e osservare la sua brillante riga a microonde (maser). Osservando quindi le variazioni magnetiche nel metanolo è possibile risalire alla distribuzione del campo magnetico nelle regioni di formazione stellare e il meccanismo potrà essere esteso anche a molecole molto più complesse del metanolo stesso.

La formazione stellare è sempre apparsa differente in termini di potenza tra quanto si osserva nell'universo attuale e quanto si osserva andando indietro nel tempo. Le galassie remote mostrano infatti zone di formazione stellare gigantesche, cosa che oggi non riscontriamo, con differenze che arrivano a un fattore mille. 
In realtà le cose non stanno così e le differenze maggiori derivano dalle limitate capacità osservative per distanze così grandi: la presenza di una lente gravitazionale ha infatti consentito a Hubble Space Telescope di aumentare i dettagli e verificare come una di queste regioni di formazione stellare sia in realtà la somma, fino a oggi indistinta, di regioni più piccole e più simili a quelle che vediamo oggi. Il fattore di squilibrio è sceso da mille a dieci, non appianando ogni divergenza ma comunque indicando la strada per correggerle con l'aumentare della risoluzione (Università di Ginevra, Nature, Novembre 2017).
 
La galassia osservata da Hubble. Credit Hubble/NASA/ESA
La galassia osservata da Hubble. Credit Hubble/NASA/ESA

LE STELLE NON NASCONO DA "SOLE"

Immagine submillimetrica di nascita stellare nella Nube di PerseoL'idea che le stelle nascano "single" per poi acquisire una o più compagne è nel tempo andata perdendo quota a favore di una nascita stellare "di gruppo". L'idea teorica trova una conferma osservativa a Agosto 2017, in un articolo pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a firma di un team dello Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics: osservazioni submillimetriche dedicate allo studio della forma dei bozzoli di polvere presenti all'interno del complesso molecolare di Perseo hanno rivelato la presenza di strutture dalla forma decisamente allungata, strutture che accolgono almeno due stelle. Non è semplice studiare l'ambiente osservato a causa delle numerose forze in gioco, molte delle quali derivano dalle interazioni tra gli oggetti appartenenti alla nube, ma la combinazione delle immagini submillimetriche ha fornito una prova decisa a favore della "binarietà" degli astri fin dalle primissime fasi, visto che le stelle nella Nube di Perseo sono tutti molto giovani. Stelle che, quindi, sembrano nascere in sistema per poi tendere ad abbandonarsi, tranne qualche campione che invece solidifica la propria unione rimanendo in sistema binario. La conseguenza è che l'universo presenta un numero di stelle nascenti doppio rispetto a quanto stimato finora. 

Ulteriori approfondimenti dalla Leiden University (Ottobre 2017) si sono basati su osservazioni di ALMA all'interno della ricca zona di formazione stellare chiamata Gould belt, distante 325 anni luce da noi, ma anche su modelli e teorie. La frammentazione è in realtà un processo per il quale si va ancora a tentativi ma sembra che siano proprio i dischi che si formano intorno alle stelle a giocare un ruolo importante nella frammentazione, almeno nelle primissime fasi: sistemi apparentemente binari possono vedere il disco spezzarsi a formare ulteriori stelle e quindi sistemi binari. Alcune tipologie di molecole sembrano più presenti nelle nubi molecolari fredde e altre in quelle calde, e lo studio delle composizioni chimiche delle giovani stelle potrebbe creare un link tra temperatura, molecole e risultato finale in termini di numero di stelle. 

VERSO UNA PROTOSTELLA

Iniziata la fase di contrazione e di frammentazione della nube, l’oggetto che si sta formando al suo centro va incontro ad una fase di accrescimento: l'oggetto viene chiamato "protostella". Per la natura stessa di questo processo, l'oggetto è nascosto ai nostri occhi dal bozzolo che ospita questa stella nascente! Solo usando osservatori che permettono di scrutare oltre delle nubi polverose è possibile osservare questa fase e in ogni caso spesso la coltre polverosa e' tanto fitta da non lasciar passare assolutamente nulla della luce prodotta al suo centro! Il segreto della nascita di una stella quindi è avvolto intorno a un fitto mistero che tenteremo di scoprire nella seconda parte dell'articolo.

Il problema del Modello Standard nella formazione stellare

Il Modello Cosmologico Standard prevedeun tasso di formazione più alto rispetto a quello che si nota oggi nell'universo, e questo è uno dei problemi maggiori del modello stesso. Tutto il materiale nelle galassie avrebbe dovuto dar vita a stelle quando l'universo era ancora giovane mentre oggi vediamo che molte galassie presentano ancora una formazione stellare. La discrepanza costringe a studiare e una delle soluzioni proposte riguarda meccanismi di rallentamento, di "feedback", come quelli indotti dalle supernovae o dalle Active Galactic Nuclei. A Novembre 2017 uno studio ha aggiunto un legame tra tasso di formazione stellare e campo magnetico della nube molecolare (Nature Astronomy, Astrofisica de Canarias, novembre 2017), analizzando i dati di Hubble Space Telescope e del Very Large Array and Submillimeter Array relativamente alla galassia NGC 1097. E' stato effettuato uno studio di divisione dei campi magnetici delle singole nubi molecolari con il risultato che maggiore è il campo magnetico e minore è il tasso di formazione stellare. In questi casi la formazione stellare si può presentare soltanto laddove la nube riesca a spezzarsi in frammenti più piccoli, il che comporta la formazione di stelle di minor massa in misura prevalente. 

Co-evoluzione buco nero-galassia, rappresentazione

Co-evoluzione buco nero-galassia, rappresentazione

Il modello prevalente di formazione ed evoluzione galattica dice che la radiazione dai nuclei galattici, occupati dai buchi neri supermassicci, possa essere in grado di influenzare notevolmente il gas molecolare (come l'ossido di carbonio) e la formazione stellare nel resto della galassia (feedback). Risultati di ALMA (Atacama Large/Millimeter Submillimeter Array) mostrano come i flussi in uscita di gas ionizzato, alimentati dai buchi neri, non vadano necessariamente a turbare la galassia ospite, il che rende ancora più complesso lo scenario poiché sembra non legare, necessariamente, l'evoluzione della galassia a quella del proprio buco nero nonostante altri studi sostengano che le masse dei due oggetti siano correlate (co-evoluzione). Si è ritenuto, fino ai dati di ALMA, che la radiazione in uscita andasse a ionizzare il gas circostante influenzando il gas molecolare e quindi anche la formazione stellare, ma la relazione tra attività dei buchi neri e formazione stellare non è ben compresa. Per questo si cercano osservazioni. Oggetto delle osservazioni sono state le Dust-Obscured Galaxy (DOG), caratterizzate da una estrema debolezza in luce visibile e da una notevole luminosità infrarossa. Una in particolare (WISE1029+0501) sta attraversando una intensa fase di fuoriuscita di gas ionizzato dalla zona centrale, un caso estremo in fatto di quantità. Dopo una dettagliata analisi dei dati di ALMA, in particolare su polvere fredda e ossido di carbonio, il risultato è stato sorprendente: nessuna firma di gas molecolare nel gas in uscita, quindi nessuna influenza sulla formazione stellare. Vero che in tantissimi altri casi l'influenza c'è ed è stata dimostrata, ma questa osservazione mostra come in realtà non sia una conseguenza ovvia. 

La galassia Xid2028 agli occhi di ALMA
Un processo di feedback è in atto - sotto gli occhi di ALMA - nella galassia attiva Xid2028, distante 9.6 miliardi di anni luce da noi: chiari segni di gas in uscita alimentati dall'attività del buco nero centrale e che priveranno ben presto la galassia di quanto necessario a formare nuove stelle. 
L'emissione osservata è quella di monossido di carbonio (CO), in una zona compresa in 8 mila anni luce dal centro. La velocità maggiore registrata nel gas in fuga è di 2 milioni e mezzo di chilometri orari (outflow). La formazione stellare potrebbe arrestarsi nel "breve" periodo di 10 milioni di anni.

Nebulosa Tarantola nella Grande Nube di Magellano. Credit ESO

Nebulosa Tarantola nella Grande Nube di Magellano. Credit ESO

All'interno di quattro galassie a starburst molto distanti è stata portata a termine una analisi mirata a misurare l'abbondanza di diversi tipi di monossido di carbonio. Gli isotopi di carbonio e ossigeno originano da fattori diversi visto che 18O ha origine nelle stelle massicce mentre 13C ha origine nelle stelle più piccole. Il rapporto tra gli isotopi è stato utilizzato proprio per derivare la quantità di stelle massicce rispetto alle stelle più piccole in massa e il risultato è stato dieci volte superiore rispetto a quanto misurato nelle galassie simili alla nostra e più evolute. Significa che all'interno delle galassie a starburst più remote esiste una quantità maggiore di stelle massicce. Il modello di formazione stellare sostiene che stelle con massa maggiore a 150 masse solari non possono esistere ma le nuove derivazioni portano a risultati che possono raggiungere le 300 masse solari, il che costringerebbe a rivedere un po' di teorie. 


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