L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
Login  -  Registrati  -  Dimenticato i dati?

Le nebulose e la morte stellare

MEZZO INTERSTELLARE E MORTE STELLARE

M31 con i luoghi di morte stellareParlando di nascita stellare e mezzo interstellare abbiamo visto, con l’immagine ultravioletta della galassia di Andromeda, come le regioni di formazione stellare si dispongano lungo i bracci delle spirali della galassia stessa. Ora, la stessa galassia è stata osservata nell’infrarosso, alla ricerca delle zone più calde che mostrano gli addensamenti interstellari dovuti alla morte stellare. 
Come si nota dall’immagine, stavolta le stelle morte sono evidenziate soprattutto nelle regioni centrali di M31, con rari e sporadici casi nelle zone più periferiche.
Alcune regioni del mezzo interstellare, quindi, nascono dalla materia espulsa dalle stelle negli ultimi stadi della loro vita. Questi addensamenti del mezzo interstellare, e quindi queste nebulose, sono  rappresentati dalle nebulose planetarie e dai resti di supernovae.

a. Le nebulose planetarie

Quando una stella esaurisce il proprio combustibile, cessano le reazioni nucleari e viene a mancare la forza che si contrappone alla caduta gravitazionale degli strati più esterni. Questi strati, quindi, dal momento che non sono più tenuti sollevati dalle reazioni nucleari, sprofondano come se mancasse loro il pavimento sotto ai piedi. Se la stella è di piccola massa, questi strati esterni rimbalzano sul nucleo stellare, che viene condensato in uno spazio sempre più piccolo in cui la materia è compressa in modo che le particelle diventano degeneri, non “normali” per come siamo abituati a pensare. Alla fine della vita di una stella di piccola massa, quindi, tutto ciò che resta è il nucleo degenere di carbonio ed ossigeno, circondato da un'area nella quale avviene la reazione nucleare dell'idrogeno. Quest’area è dovuta al fatto che gli strati più esterni, cadendo verso il nucleo, si riscaldano raggiungendo temperature in grado da innescare di nuovo alcune reazioni. La polvere espulsa durante l’ultima fase viene spazzata via da venti stellari a decine di chilometri per secondo e, man mano che questi detriti vengono allontanati, il denso e caldo cuore della stella inizia a diventare visibile.
 
La nebulosa planetaria Occhio di Gatto
 
La stella va incontro ad esplosioni di luminosità e durante ciascuna di queste esplosioni espelle materiale, che riversa nello spazio interstellare. La stella, a fronte di una luminosità pressoché costante, inizia a riscaldarsi decisamente. Poche migliaia di anni consentiranno alla superficie stellare di raggiungere i 30.000 K (alcune stelle raggiungono addirittura i 100.000 K). A queste alte temperature, il nucleo stellare - ormai esposto - emette sempre più a lunghezze d'onda ultraviolette, più energetiche, che eccitano e ionizzano il gas in espansione intorno al nucleo stellare stesso. L'area di gas ionizzato e riscaldato inizia a crescere ed a produrre ciò che viene chiamato nebulosa planetaria.
 
La nebulosa plenetaria è una nebulosità a forma di guscio che circonda una stella molto calda e piccola, il cui irraggiamento ultravioletto ionizza il gas espulso dagli strati superficiali della stella centrale stessa nel corso delle fasi avanzate della sua evoluzione. 
 
Si è detto che la stella mantiene la propria luminosità pur aumentando la temperatura. La conseguenza è che la stella sta diventando più piccola, altrimenti una temperatura maggiore porterebbe a brillare di più. La riduzione della dimensione della stella determina quindi l’aumento di temperatura che porta ad un nuovo impeto di combustione di idrogeno. Si crea, quindi, ulteriore elio e la stella si espande di nuovo, fino a quando anche la nuova scorta di idrogeno termina e la stella torna a comprimersi. Questo fenomeno di rimbalzo viene chiamato “pulsazione termica” e può essere reiterato più volte. Nel momento del flash dell’idrogeno, la luminosità della stella aumenta, anche se per poco tempo. Durante ogni pulsazione la massa del nucleo stellare aumenta: ad ogni pulsazione il tempo intercorrente è sempre minore mentre la luminosità della stella varia sempre di più. Durante la pulsazione, inoltre, la stella perde molta massa e gli strati più esterni, espulsi prima, possono staccarsi del tutto dalla stella fino a che la stella stessa non perde completamente il proprio involucro. Ancora di più, la radiazione espulsa dalla stella, ormai spogliata del suo rivestimento, investe il gas  la polvere espulsa. Proprio questa pulsazione termica è in grado di spiegare l’apparenza di cerchi concentrici nelle nebulose planetarie.
Le nebulose planetarie sono tra gli oggetti più belli ed interessanti del cielo, tanto da essere definiti “farfalle cosmiche”, ed hanno molto da offrire agli amatori. Le spettacolari forme che assumono questi oggetti sono dovute anche ai forti venti stellari ed ai campi magnetici della stella. Questi spettacoli sono temporanei: dopo decine di migliaia di anni, infatti, il loro destino è quello di dissiparsi nello spazio interstellare: questo ci rende certi del fatto che le nebulose planetarie che oggi osserviamo non sono più anziane di 60.000 anni. Si tratta però di eventi comuni, se è vero che nella nostra Galassia se ne contano più di 1400.
Visualmente, le nebulose planetarie sono tra i pochi oggetti ad apparire colorate. Circa il 90% della loro luce proviene dall'ossigeno due volte ionizzato, noto come OIII. Queste linee caratterizzano il colore blu-verde degli oggetti.
 
Esiste una classificazione chiamata Vorontsoz-Vellyaminov Classification System che è in grado di descrivere l'apparenza delle nebulose planetarie, sebbene sia di uso limitato. In base a questa classificazione, la morfologia delle nebulose è riassunta come segue:
1. Puntiforme
2. Piccolo disco 
    o a. centro brillante
    o b. brillantezza uniforme
    o c. possibile struttura ad anelli
3. Disco irregolare 
    o a. brillantezza distribuita irregolarmente
    o b. possibile struttura ad anelli
4. Struttura ad anelli definita
5. Forma irregolare
6. Forma non classificata (possibile combinazione delle precedenti)

Abell 39Sebbene si dica da anni che il nostro Sole terminerà la propria esistenza come nana bianca circondato da una nebulosa planetaria, in realtà la nebulosa non era così scontata data la massa non eccezionale della nostra stella. A fugare i dubbi è stato un nuovo modello elaborato a inizio 2018 tenendo conto della luminosità dell'inviluppo stellare espulso. La quantità di gas e polvere espulsi saranno invece abbastanza da essere "accesi" dalla radiazione del nucleo solare che resterà. Non basta: le osservazioni ci dicono che le planetarie più brillanti presenti in altre galassie hanno tutte la stessa luminosità, tanto da poter essere indicate come candele standard. Le osservazioni si scontrano con i modelli, per i quali le stelle più vecchie e di bassa massa dovrebbero dar vita a nebulose planetarie più deboli. Secondo i nuovi modelli, dopo l'espulsione del materiale, le stelle si scaldano tre volte più velocemente rispetto a quanto pensato finora il che rende più semplice per le stelle di bassa massa ionizzare il gas espulso.  Le stelle con massa inferiore a 1.1 masse solari producono nebulose planetarie più debole mentre le stelle con più di 3 masse solari originano nebulose più luminose. 

Nebulosa Formica. Credit University of Manchester

Nebulosa Formica. Credit University of Manchester

Nella Nebulosa Formica dovrebbe nascondersi un sistema binario tradito da una emissione laser atipica ed estremamente rara, connessa alla morte di una stella evidenziata dalle osservazioni di Herschel Space Observatory. La Nebulosa Formica deve il nome alla struttura bilobare che la caratterizza e le osservazioni di Herschel hanno evidenziato una morte stellare molto più drammatica di quel che i bellissimi colori possono far pensare. L'emissione laser dal nucleo della nebulosa, visibile in infrarosso, è qualcosa di molto raro legato alla ricombinazione dell'idrogeno, prodotta soltanto in determinate condizioni e paradossalmente il primo a ipotizzare la possibilità di questi fenomeni fu proprio Donald Menzel che scoprì la Nebulosa Formica negli anni Venti. La tipologia di laser necessita di un gas molto denso vicino alla stella (in una distanza Sole-Saturno, tanto per intenderci), dieci mila volte più denso del gas delle tipiche nebulose planetarie. La soluzione vede la presenza di un disco intorno alla stella e proprio un disco simile è stato osservato in un orientamento tale da aiutare ad amplificare il segnale laser. Il disco suggerisce la presenza di una compagna visto che è molto difficile riuscire a far entrare in orbita il materiale espulso durante le ultime fasi. 

Sistema binario interno alla M 3-1

La nebulosa planetaria nota come M 3-1 ospita, al suo centro, un sistema binario di stelle. La scoperta risale a fine luglio 2018, deriva dalle osservazioni di VLT di ESO e del New Technology Telescope ed evidenzia un periodo orbitale di poco più di tre ore, uno dei più brevi mai osservati. La scoperta potrebbe portare a una nuova conoscenza di base circa lo sviluppo del guscio gassoso esterno delle planetarie. Le due stelle danno vita a eclissi periodiche. La stella primaria ha una temperatura di 48 mila Kelvin e un raggio di 0.41 raggi solari, con massa di 0.65 masse solari. La secondaria è più fredda e meno massiccia, con temperatura tra 5000 e 12000 Kelvin e massa di 0.17 masse solari. Il raggio è di 0.28 raggi solari. In circa 1.5 miliardi di anni le due stelle tenderanno a fondersi, con rilascio di onde gravitazionali. 

Nebulosa planetaria

In genere le nebulose planetarie presentano stratificazioni di gas espulso e carico elettricamente. Gli strati più interni, verso il resto stellare, sono in genere composti da elio molto ionizzato per poi passare a ossigeno meno ionizzato e allo strato più esterno composto da un mix di ossigeno ionizzato e azoto. Una planetaria in particolare si comporta in maniera del tutto opposta, presentando gli strati più ionizzati nella zona esterna. Più che un capovolgimento della chimica e della fisica, gli astronomi pensano a qualche evento particolare: con l'invecchiamento, la stella si è ridotta a nana bianca perdendo gli strati esterni con un ultimo evento di tipo esplosivo in grado di inviare una onda d'urto attraverso la nube rilasciata, ionizzando i gas nella regione più esterna. L'onda d'urto potrebbe essersi raffreddata prima di iniziare a ionizzare i gas incontrati, il che spiegherebbe il motivo per il quale gli strati interni sono rimasti poco coinvolti. L'astro, negli ultimi 46 anni, ha mostrato una diminuzione di luminosità molto evidente il che porta a pensare che in futuro, con il dissiparsi della polvere, la luminosità possa tornare a salire.

b. Resti di supernova

Le stelle di piccola massa, quindi, perdono il proprio materiale con rilasci successivi relativamente tranquilli, dando vita a nebulose planetarie. Le stelle di grande massa, invece, sono più devastanti. Terminate le scorte di combustibili nucleari gli strati più esterni crollano sotto il loro stesso peso e la velocità del collasso è talmente forte da determinare l’evento più catastrofico dell’universo, l’esplosione di supernova. Una supernova che esplode non passa inosservata, né al momento dell'esplosione né dopo. Durante l'esplosione, la luminosità è tale da raggiungere quella dell'intera galassia in cui la stella esplode. 
Dopo l'esplosione restano nebulose in espansione tali da essere uno degli spettacoli più belli di tutto l'universo. Si tratta dei resti di supernova, abbreviati con SNR.
Studiando queste nebulose, il loro spettro e le loro righe, le temperature, e tutto il resto si riesce a capire molto sulla stella esplosa. A volte al centro di questa nebulosa c'è una stellina molto compatta, una stella di neutroni che a volte dirige il proprio fascio di radiazione polare verso di noi, ruotando velocemente. In tal caso si parla di pulsar.
 
Il resto di supernova è il resto di una esplosione di una stella di grande massa, formato dagli strati esterni della stella che sono stati espulsi nello spazio, e dal resto del cuore della stella esplosa (stella di neutroni o buco nero).
 
Resto di supernova IC 1018
 
Il materiale spazzato dall'esplosione subisce un ciclo di vita particolare, che può essere raccontato in fasi. Nella prima fase, il materiale appena espulso tende a rarefarsi a causa del fatto che la nube è in espansione a grande velocità. Gli strati più esterni, invece, entrano a contatto con il mezzo interstellare un po' spazzandolo via ed un po' assumendone il gas, che ne aumenta quindi la densità. Durante questa fase, nota come espansione libera, il gas del mezzo interstellare è talmente meno denso del materiale espulso dalla stella che l'espansione procede senza perdita di velocità e senza intoppi. 
Dopo più o meno 200 anni, quando l’espansione ha raggiunto qualche parsec di raggio, il materiale della nebulosa in espansione ha perso di densità e la densità del mezzo interstellare diventa maggiore. La conseguenza è che il fronte d’urto della nebulosa è maggiore, quindi l’espansione diminuisce. E’ un po’ come far passare dell’acqua in uno scolapasta: più grandi sono i fori e più acqua passa, ma se stringiamo i fori ne passa sempre meno perché aumenta il fronte d’urto che si oppone al materiale. Si parla di espansione adiabatica ad indicare questa fase: il gas in espansione, trovando un tappo, diventa più compresso e la temperatura aumenta fino a qualche milione di gradi, facendo ionizzare gli atomi.
Resto di supernova SN1987AQuesta fase dura un migliaio di anni. Per altri 100.000 anni circa, la nube irradia la propria energia attraverso dei processi fisici, in gradi di rendere i resti di supernova delle sorgenti radio. Questo è dovuto al moto degli elettroni nel campo magnetico residuo. Tale moto ha una velocità simile a quella della lue e genera una radiazione di sincrotone. Questa fase è detta radiativa.
Durante le prime due fasi, i resti di supernova sono fonti di raggi X. Proprio dall'analisi dei raggi X è stato possibile verificare l'esistenza di righe legate a silicio, zolfo, argon.
Il nome dei resti di supernovae prevede una G (iniziale di Green, che ha elaborato il catalogo) ed una serie di cifre rappresentanti le coordinate galattiche. Tuttavia, essendo alcuni resti stati scoperti da radiastronomi, alcuni hanno ancora il nome che queste persone hanno loro assegnato. 
Solitamente, i resti di supernova sono oggetti giovani, al massimo di qualche decina di migliaia di anni. E' difficile stimarne l'età precisa. Nel caso in cui al centro della nebulosa ci sia una pulsar, una indicazione può essere data dal periodo di pulsazione e dalla sua variazione nel tempo, ma negli altri casi risulta difficile. Tuttavia la giovane età è accertata dal fatto che dopo un certo numero di anni la nebulosa interagisce troppo con il mezzo interstellare e non è più visibile. Dal momento che quelle che vediamo sono visibili (ovviamente), si deduce che non sono più vecchie di qualche decina di migliaia di anni. 
La visibilità del resto di supernova dipende da vari fattori, quindi, quali l'età, la presenza di una fonte di energia che li alimenta ed il tipo di supernova dal quale hanno avuto origine. 
 
 
Classificazione dei resti di supernova per forma
Tipologia Descrizione
RESTI A GUSCIO Sono i resti più giovani, di forma prevalentemente circolare più densa ai bordi che all'interno
PLERIONI Sono anch'essi resti giovani, ma è presente una pulsar e la luminosità è maggiore al centro della nebulosa. Tale luminosità, inoltre, è rafforzata dalla stessa pulsar
IRREGOLARI Non si intravede più neanche la sembianza del guscio a causa della forte interazione con il mezzo interstellare

 

HBH3 ripreso da Spitzer

HBH3 ripreso da Spitzer

Scoperto nel 1966 attraverso emissioni radio, il resto di supernova HBH 3 irradia anche in banda ottica ed è uno dei più ampi resti di supernova della nostra Galassia. L'immagine in alto è dello Spitzer Space Telescope e mostra venature di gas ionizzato e gas molecolare acceso dall'onda d'urto generato dall'esplosione. La formazione bianca è parte di un complesso di formazione stellare formato da tre regioni distinte chiamate W3, W4 e W5, che si estendono ben oltre l'immagine. La distanza è di circa 6400 anni luce. Il diametro di HBH3 è di circa 150 anni luce e oltre a essere tra i più grandi resti di supernova è anche tra i più antichi, con l'esplosione compresa tra 80 mila e un milione di anni fa. Nel 2016 il telescopio gamma Fermi ha osservato raggi gamma provenire da una regione vicina.


Prossima diretta

Occhi al Cielo di Luglio 2018

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Sole
S: 06:20, T: 20:08
Distanza 1.01236 UA


Attività solare real time

Luna
S: 11:58, T: 23:21
Fase: 36% (Cresc.)

PIANETI VISIBILI

Marte - Alt. 21.4°
Tramonta: 04:03Mappa

Giove - Alt. 1.2°
Tramonta: 23:27Mappa(-PHEMU)

Saturno - Alt. 21.8°
Tramonta: 02:21Mappa

Urano - Alt. 5.2°
Tramonta: 12:20Mappa

Nettuno - Alt. 23.4°
Tramonta: 08:20Mappa

Satelliti principali

Accadde Oggi
  • (1744) - Nasce Pierre Mechain, scopritore di oggetti celesti
Gallery utenti

Partner

Peter Pan Onlus

International Physicist Network

Rigel Astronomia

Media Sponsor

SIAMO IN DIRETTA

Da questo momento puoi accedere alla nostra diretta. Controlla il riquadro sulla destra per aggiungerti alla AstroChat.

ALERT ISS!

La Stazione Spaziale Internazionale sta passando nel cielo in questo momento. Per maggiori informazioni cliccare qui