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Le nebulose e la nascita stellare

MEZZO INTERSTELLARE E NASCITA STELLARE: NEBULOSE DIFFUSE E REGIONI HII

M31 in infrarosso

Le nebulose legate alla formazione stellare sono le più fredde. Sono presenti maggiormente all'interno dei bracci della galassia, più ricchi di materiale interstellare e sede di creazione di nuove stelle. 
L’immagine mostra la galassia di Andromeda all’infrarosso, lunghezza d’onda che riesce a immortalare le zone più fredde, e si nota chiaramente come queste siano disposte nei bracci galattici.
Le nebulose possono essere classificate in base alla modalità di brillamento. Lo studio principale è dovuto a Edward Barnard, che per primo si interessò a queste nubi, le studiò e le catalogò nel 1919.
Le nebulose sono raggruppate solitamente in tre distinti insiemi: emissione, riflessione ed oscure.

a. Nebulose ad emissione

Le nebulose ad emissione sono nubi di gas e polveri che si trovano nelle vicinanze di stelle giovani e brillanti, solitamente associate a stelle di classe O e B e quindi molto calde e dalla luce azzurrina, che producono una immensa quantità di radiazione ultravioletta, quindi molto energetica.
 
Tipicamente le nebulose ad emissione hanno una massa compresa tra le 100 e le 10.000 masse solari, solitamente racchiusa in un'area molto vasta che arriva ad abbracciare una zona di qualche anno luce. La densità, quindi, risulta molto bassa, toccando poche centinaia di atomi di idrogeno per centimetro cubico. 
Ionizzazione e ricombinazioneTipicamente, le giovani stelle sono nate all'interno della nebulosa e proprio a partire dal materiale che la compone, con il risultato che molte nebulose ad emissione sono delle nursery stellari.
Proprio la radiazione ultravioletta della stella giovane e calda eccita gli atomi delle nubi: l'atomo di idrogeno della nube, assorbita la radiazione ultravioletta, vede il distaccamento del suo unico elettrone (ionizzazione: l'atomo viene ad avere carica positiva). Successivamente, lo ione e l'elettrone si legano di nuovo creando l'atomo completo di partenza, emettendo l'eccesso di energia assorbito in precedenza sottoforma di luce visibile (lunghezza d'onda appartenente alla parte visibile dello spettro elettromagnetico), il cui colore dipende dalla quantità di energia ri-emessa. In ogni caso, qualunque colore sia, questa emissione si traduce in una luminosità propria della nube interstellare. Il fenomeno luminoso è detto fluorescenza.
Gli elementi neutri sono indicati con il simbolo I (primo romano), mentre quelli ionizzati vengono contrassegnati con numeri romani superiori in base a quante volte vengono ionizzati. L'idrogeno può essere ionizzato soltanto una volta dal momento che ha un solo elettrone. Ne segue che le nubi di idrogeno neutro si indicano con HI mentre le nubi di idrogeno ionizzato si indicano con HII (acca secondo). 
La temperatura di una regione HII è molto alta (10.000 °K) e le dimensioni si estendono per centinaia di anni luce.
IC1396 nel CefeoLa forma delle Regioni HII è solitamente sferica, ma in realtà la forma dipende da vari fattori quali la quantità di radiazione disponibile, la densità della nebulosa e la quantità di gas disponibile per la radiazione. Se la radiazione è molto energetica e la nebulosa è piccola e poco densa, tutta la nebulosa risulterà ionizzata ed il risultato sarà una Regione HII dalla forma irregolare, data dalla forma della nube stessa. 
Se la nebulosa è invece ampia e poco densa, invece, allora la radiazione può penetrare al suo interno soltanto fino ad un certo punto, prima di venire utilizzata tutta. Ne segue che in questo caso la regione HII sarà una sfera spesso circondata dal gas rimanente, non fluorescente. 
Gli elettroni che si liberano dal processo di ionizzazione emettono onde radio. Gli elettroni liberi tendono a ricombinarsi (è il procedimento visto per le nebulose ad emissione), ma mentre si ricombinano altri nuclei di idrogeno vengono ionizzati. In pratica esiste sempre una zona di elettroni liberi in attesa di ricombinazione, e 
Un famoso esempio di nebulosa ad emissione è la M42, la Nebulosa di Orione. Un altro è la Nebulosa Laguna. Spesso le nubi ad emissione presentano delle aree di polveri che non emettono luce, ma che consentono alla nebulosa di assumere forme che ricordano oggetti conosciuti. Da qui nascono i nomi delle nebulose stesse (es. Testa di Cavallo, Cono, ecc.).

b. Nebulose a riflessione

Le nebulose a riflessione sono nubi fredde di gas e polvere che non emettono luce propria, ma riflettono quella degli oggetti vicini o contenuti in esse.
 
La Testa di Strega che riflette la luce di RigelLa composizione è simile a quella delle nebulose precedenti, comprendendo gas e polveri, ma contrariamente alle nebulose ad emissione la concentrazione di materiale nelle nebulose a riflessione è molto minore. 
Le stelle vicine non sono abbastanza luminose da generare la ionizzazione del gas come nelle nebulose ad emissione, e riescono soltanto a farsi riflettere, accendendo la luce attraverso il fenomeno di scattering che è lo stesso che rende blu il cielo ed il tramonto rosso.
 In altre parole, una delle caratteristiche delle particelle è la proprietà di limitare lo scattering a determinate lunghezze d'onda. Se un fascio di luce bianca risplende su una nube che contiene questi grani, la luce blu viene sparsa in tutte le direzioni come accade nell'atmosfera terrestre (per questo il cielo ci appare blu) ed è per questo motivo che molte nebulose a riflessione ci appaiono di colore blu nelle fotografie. Ad essere precisi, queste nebulose dovrebbero essere chiamate nebulose a scattering, e non a riflessione.
La nebulosa TrifidaSe si osserva una stella posta prospetticamente dietro una nebulosa a riflessione, alcuni dei suoi "raggi" blu vengono rimossi dal processo descritto sopra e la stella appare più rossa di quanto non sia in realtà. Questo fenomeno è noto come "interstellar reddening" (arrossamento interstellare). Questo fenomeno porta alla migliore comprensione del fenomeno noto come estinzione interstellare: la presenza di polveri attenua la luce proveniente da corpi distanti e porta a sottostimare la loro luminosità oppure a sovrastimare la loro distanza.
Molte nebulose a riflessione risiedono nelle stesse nubi che danno vita a nebulose ad emissione. La nebulosa Trifida è un esempio perfetto: le parti interne rossicce indicano il processo di ionizzazione tipico dell'emissione mentre più lontani dal centro i bordi si fanno blu, a segnalare la nebulosa a riflessione. 

c. Nebulose oscure

Le nebulose oscure, anche note come dark nebulae, si differenziano dagli altri tipi per la caratteristica di non brillare né di luce propria né di luce riflessa. Infatti riusciamo a vederle soltanto per la loro abilità di bloccare la luce proveniente da corpi celesti posti dietro di esse. 
Nell'immagine posta a sinistra, si nota distintamente una regione priva di stelle che, in realtà, dovrebbe essere piena di astri come le regioni adiacenti. Tuttavia tra questi astri ed i nostri occhi c'è un banco fitto di polveri che ci impedisce di vederli: una nebulosa oscura.
Si tratta di vaste nubi di molecole di gas nonché di grani di polveri. 
 
La famosa Testa di Cavallo in Orione
 
Date le loro grandi dimensioni, le nebulose appaiono scure e riescono quindi molto bene a determinare lo scattering (deviazione) di tutta la luce proveniente dalle loro "spalle", con il risultato che nulla raggiunge il nostro occhio nudo.  Il processo di dispersione della luce è così efficace che, ad esempio, la luce emessa dal centro della nostra Galassia è quasi totalmente spenta dalle nubi di polveri presenti tra noi ed il centro galattico stesso. 
Il fenomeno di dispersione (scattering) ed assorbimento della luce è noto come estinzione. Non si commetta l'errore di pensare che questi oggetti siano davvero molto densi, perché non lo sono affatto. La maggior parte del materiale nella nube è idrogeno molecolare insieme a monossido di carbonio, responsabile della loro emissione radio, e la densità è davvero bassa. Ci sono evidenze empiriche che dimostrano inoltre come i grani di polvere presenti nelle nebulose oscure siano diversi per proprietà da quelli che formano il comune mezzo interstellare. 
Molte nebulose oscure si trovano in fase di interazione con il loro ambiente circostante, come testimoniato da spettacolari immagini riprese dall'Hubble Space Telescope nella costellazione del Serpente. Ad esempio, la famosissima nebulosa oscura Barnard 33, nota come Testa di Cavallo, in Orione presenta l'interazione della radiazione delle stelle supergiganti che formano la cintura di Orione (Mintaka, Alnilam e Alnitak) sottoforma di materiale ionizzato e scie che partono dalla nube stessa.
Diverse ragioni comportano differenti forme per queste nubi. Le nubi potrebbero nascere con forma sferica per poi modellarsi proprio per l'interazione con le stelle calde ed i loro forti venti stellari. Fronti d'urto di supernovae vicine potrebbero averne modificato le sembianze, nonché effetti gravitazionali di altre nubi, stelle, e della Via Lattea stessa. Anche i campi magnetici possono avere effetti sulla forma di queste nubi. Infine, dal momento che molte di queste nebulose fanno parte di più ampie regioni di formazione stellare, anche le nuove stelle potrebbero influenzarne la forma.
L'opacità di una nebulosa viene valutata in base ad una scala di valori che va da 1 a 6. Un valore pari ad 1 indica una nebulosa poco opaca mentre un valore pari a 6 indica una nebulosa quasi completamente buia.
Anche le nebulose oscure possono essere "aperte" con i necessari strumenti e una prova è la regione Chamaleon I osservata tramite Herschel Observatory  dell'ESA. Si trova a 550 anni luce da noi, nel Camaleonte, ed è una delle aree di formazione stellare più vicine. Herschel ha osservato la regione nel lontano infrarosso e nelle lunghezze submillimetriche nel 2013 fornendone una visione senza precedenti: intricate reti di strutture filamentose poste ovunque, a conferma dell'importanza dei filamenti nella formazione stellare. Quando una struttura a filamento emerge dal moto turbolento del gas, la gravità inizia a prendere il sopravvento nei filamenti più densi che diventano instabili e danno vita ai semi delle future stelle. Gran parte della formazione stellare si verifica nei punti in cui i filamenti si incrociano e convergono, nell'area più brillante in alto a destra dell'immagine. Sono presenti più di 200 giovani stelle in una nube di età di 2 milioni di anni e molte di queste sono circondate da un disco di materiale derivante dalla formazione stellare stessa.
 
Chamaleon I. Credit ESA/Herschel. A. Ribas
 
Chamaleon I. Credit ESA/Herschel. A. Ribas

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