La morte delle stelle di piccola massa, tra nebulose planetarie e nane bianche
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La morte delle stelle di piccola massa, tra nebulose planetarie e nane bianche

La massa determina il modo di morire delle stelle e gli astri la cui massa è considerata medio piccola, come il nostro Sole, vanno incontro a una fine lenta ma spettacolare. L'abbandono degli strati più esterni e la successiva emissione da parte di una caldissima nana bianca determina l'accensione di bellissime nebulose planetarie, tra gli oggetti più belli di tutto il cielo

Come muore una stella di piccola massa: la fase AGB

Al termine della scorta di elio, la stella va incontro a un destino che dipende essenzialmente dalla propria massa. Dalle stelle AGB alla nascita di una nebulosa planetaria.

Nel momento in cui anche l'elio presente nel nucleo termina, la stella si ritrova di nuovo priva di una spinta interna in grado di fronteggiare il collasso gravitazionale e anche stavolta la massa determina la modalità di reazione dell'astro e il suo destino. Maggiore è la massa stellare e maggiore sarà la forza con la quale la stella imploderà sotto il proprio peso.

Le stelle di piccola massa sono destinate ad esaurire il proprio combustibile ed a divenire nane bianche dopo aver espulso gli strati più esterni a formare una nebulosa planetaria.

Abbiamo lasciato le stelle di piccola massa nella fase di horizontal branch del diagramma HR dopo aver visto la fase di gigante rossa.

Le stelle Asymptotic Giant Branch (AGB) e la loro fine

Al centro della stella sono presenti elettroni degeneri creati dall'altissima pressione che comporta il collasso gravitazionale e in grado di bloccare l'implosione della stella. Un risultato della contrazione del nucleo stellare è, di nuovo, un innalzamento del calore nel gas di elio che circonda il nucleo (stavolta composto di ossigeno e carbonio), tal da consentire l'inizio della fase definita shell helium-burning proprio come visto nella shell hydrogen-burning. La stella è formata ora da un nucleo di carbonio ed ossigeno e da uno strato di elio che lo riveste e che, scaldato a dovere, dà luogo alle reazioni nucleari miranti a produrre, di nuovo, carbonio ed ossigeno.
La stella, a questo punto, entra in una seconda fase di gigante rossa con una luminosità mai avuta prima, spostandosi di nuovo verso la destra del diagramma HR , in una fase nota come Asymptotic Giant Branch, più semplicemente definita fase AGB. La stella viene detta stella AGB.

Una stella AGB ha una struttura evidenziata nell'immagine di seguito.

Struttura interna di una stella AGB
Struttura interna di una stella AGB

La regione centrale della stella è occupata da un cuore di materiale degenere formato da carbonio ed ossigeno, circondato da una fascia di reazioni nucleari dell'elio (helium-burning shell) a sua volta circondata da uno spesso strato di gas di elio che non ha raggiunto una temperatura tale da bruciare. Tutti questi strati sono avvolti da un'altro stato di idrogeno che sta bruciando, noto come hydrogen-burning shell. Il tutto è avvolto nel resto della stella, formato prevalentemente da idrogeno che non ha raggiunto la temperatura di fusione, fino agli strati più esterni.
Ciò che caratterizza una stella di questo tipo è essenzialmente la dimensione: il nucleo della stella ha una dimensione paragonabile a quella del pianeta Terra mentre tutti gli strati esterni sono immensi, raggiungendo a volte il raggio dell'orbita terrestre. Anche la luminosità della stella è immensa: una stella AGB di massa pari ad una massa solare può brillare come 10.000 soli contro i 1000 soli della fase di helium-flash e la luminosità del Sole durante la fase di sequenza principale .

Sappiamo che il calore, e l'energia, sono portati dal cuore stellare alla superficie tramite due metodi: convezione e irraggiamento . In una gigante rossa il metodo della convezione è molto importante mentre l'irraggiamento è fondamentale quando il gas di una stella è trasparente (non opaco). Quando una stella invecchia ed abbandona la sequenza principale, la zona convettiva può aumentare in maniera sostanziale in dimensione e qualche volta si estende anche all'interno del nucleo stellare. Gli elementi pesanti, detti metalli, possono quindi essere trasportati in superficie dalla convezione. Questo processo è noto come dredge-up. Il primo dredge-up ha inizio quando la stella diventa gigante rossa per la prima volta, mentre il secondo ha inizio dopo la fase di fusione dell'elio. Durante la fase AGB c'è un terzo dredge-up ma soltanto se la massa stellare è ancora maggiore di due masse solari: in tal caso una grande quantità di carbonio viene trasportata per convezione verso la superficie della stella. Lo spettro di una stella di questo tipo esibisce decise righe di assorbimento degli elementi ricchi di carbonio come C2, CH e CN. Queste stelle, che subiscono il terzo dredge-up, vengono dette stelle al carbonio.

In tema di termine della fase AGB, una osservazione del 2017 (The Astrophysical Journal - 12/10/2017 - Catholic University of Leuven) ha rivelato la presenza di una stella molto povera di metalli, luminosa e in fase post-AGB all'interno della Piccola Nube di Magellano. Si chiama J005252.87-722842.9 ed è stata scoperta inizialmente nel 2014, identificata come candidata post-AGB, con una luminosità di 8 mila luminosità solari. Queste stelle dovrebbero essere nella fase di formazione della nebulosa planetaria, dopo una copiosa perdita di polvere e quindi di massa, ma si tratta di una delle fasi ancora poco conosciute e la presenza di J005252 sarà sicuramente un valido aiuto. La stella sembra aver fallito la terza fase di dredge-up, un periodo caratterizzato dall'estensione della zona convettiva fino agli strati più bassi, nel materiale lasciato dalla fusione. La mancanza potrebbe essere spiegata con meccanismi che coinvolgono possibili fusioni, che però dovrebbero risultare anche dalla rotazione , cosa che non sembra confermata. 

Vento stellare ed emissione della stella AGB

Mentre la stella risale lungo l'AGB, luminosità e dimensione aumentano e, di conseguenza, si sviluppa un fortissimo vento stellare . Questo vento soffia via gli strati più esterni della stella nello spazio interstellare, il che può portare l'astro a perdere qualcosa come 10-4 masse solari ogni anno, mille volte di più della perdita di massa di una gigante rossa e dieci miliardi di volte di più rispetto alla perdita di massa del Sole in un anno.
La causa di questo fortissimo vento stellare è ancora un rebus, sebbene la gravità superficiale della stella AGB sia molto bassa a causa delle enormi dimensioni stellari. In queste condizioni, ogni tipo di perturbazione sulla superficie stellare può portare all'espulsione di materiale ma in effetti ancora non è stato individuato un processo in grado di giungere ai livelli osservati. Una possibilità risiede nella polvere di ossido di alluminio che circonda la stella, o almeno questo è il caso osservato a Ottobre 2017 da Atacama Large Millimetere/submillimeter Array (ALMA) per la stella W Hydrae (Science Advances), ma si tratta di un caso finora isolato che potrebbe comunque concorrere a un insieme di processi di vario tipo. Intorno a questa stella, ALMA ha evidenziato la presenza di un guscio esterno di ossido di alluminio, esteso fino a tre raggi stellari. La presenza di polvere potrebbe essere una spinta per il vento stellare e forse per la sintesi degli atomi. Secondo il team di studio, infatti, l'ossido di alluminio si aggregherebbe in grani fino a formare un guscio esterno di polvere. Questi elementi aggregati si muoverebbero maggiormente in seguito all'incidenza della radiazione stellare e, allontanandosi, incontrerebbero la polvere di silicio. Il moto di allontanamento continuerebbe causando un aumento di vento stellare. Durante questo processo verrebbero a crearsi atomi di silicio e di ossigeno. Ulteriori osservazioni di fine 2017, sempre di ALMA e sempre su W Hydrae, hanno mostrato delle macchie più brillanti sulla superficie stellare, macchie ricondotte a probabili onde d'urto superficali in grado, anch'esse, di aumentare la temperatura oltre i livelli previsti per le stelle AGB e di alimentare il vento stellare (Nature Astronomy, Novembre 2017 - Chalmers University of Technology).

La stella W Hydrae ripresa da ALMA. I colori mostrano l'emissione di molecolei di AlO (rosso) e di 29SiO (giallo). Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Takigawa et al.
La stella W Hydrae ripresa da ALMA. I colori mostrano l'emissione di molecolei di AlO (rosso) e di 29SiO (giallo).
Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Takigawa et al. 

Gli strati esterni della stella vengono quindi soffiati via a circa 10 chilometri al secondo, raffreddandosi durante l'allontanamento. Le particelle di polvere possono ora formarsi nel più freddo gas circostante, composto di molecole di carbonio espulse. Molte stelle al carbonio sono state ad oggi trovate avvolte da bolle di materiale ricco di carbonio. In alcuni casi, la nube di polveri è così densa da oscurare del tutto la stella, assorbendone tutta la radiazione . La polvere poi si riscalda e ri-emette energia, ma stavolta nell'infrarosso .

Stelle a infrarosso

Può essere sorprendente il fatto che stelle brillanti come le AGB siano rimaste sconosciute fino agli anni sessanta, ma la ragione è molto semplice: la polvere che le circonda e che riemette le radiazioni è così fredda che l'energia irradiata ricade quasi tutta nello spettro infrarosso, invisibile ai nostri occhi ed esplorato in dettaglio soltanto negli ultimi cinquanta anni. 

La superficie di una stella ad infrarosso, intesa come lo strato superficiale della nube di polvere, può allargarsi anche fino alle 500 UA di raggio (circa 10 volte il Sistema Solare ) ed è molto tenue, contenendo soltanto una minima frazione della massa totale. La gran parte della massa si trova nel cuore di carbonio ed ossigeno e negli strati che lo circondano. La stella ha quindi un nucleo denso e piccolissimo avvolto da un vastissimo ma poco denso strato esterno.

La fine di una stella AGB

Con il tempo, la stella AGB continua a crescere in dimensione e luminosità ma continua anche a perdere massa. Nessuna stella può continuare in eterno in questo modo. Se la stella ha una massa inferiore alle otto masse solari, il suo vento stellare strapperà via gli strati esterni fino al cuore di materiale degenere. La perdita degli strati esterni pone fine alla fase di AGB.
Della stella AGB resterà una nana bianca avvolta in una nebulosa planetaria.
Se la stella ha una massa superiore alle otto masse solari, invece, la fine della stella giunge in un modo molto più spettacolare, noto come supernova .

Calabash Nebula nella costellazione della Poppa. Un rarissimo esempio di una gigante rossa colta sul fatto mentre produce una nebulosa planetaria. Crediti HST/ESA/NASA
Calabash Nebula nella costellazione della Poppa, alla distanza di 5.000 anni luce.
Un rarissimo esempio di una gigante rossa colta sul fatto mentre produce una nebulosa planetaria. Crediti HST/ESA/NASA

L'immagine in alto è un rarissimo esempio di trasformazione di una gigante rossa in nebulosa planetaria. Raro non è il meccanismo, che si presenta molto comunemente, ma il fatto di essere riusciti a cogliere questa fase attraverso una ripresa visto che dura circa un migliaio di anni, un battito di ciglia per l'astronomia. Si tratta delal Calabash Nebula (OH 231.8+04.2) nella costellazione della Poppa, una gigante rossa che si sta trasformando in nebulosa planetaria attraverso l'espulsione degli strati più esterni di gas e polvere. Il materiale in giallo si muove a circa un milione di chilometri orari. La nebulosa è anche chiamata "Uovo Rotto" data la presenza di molto zolfo, sfortunato autore dell'odore proveniente da un uovo marcio.

Ultimo aggiornamento del: 09/10/2018 23:04:30

Le nane bianche

Ciò che resta di una stella di piccola-media massa è un astro di dimensioni ridotte e caldissimo, la cui materia degenere consente una densità fuori dall'ordinario. Questo è anche il destino del nostro Sole, tra cinque miliardi di anni.

Siamo arrivati a dire che, per le stelle di massa medio-piccola (inferiore a otto masse solari) l'esaurirsi della scorta di elio nel nucleo non comporta una compressione tale da raggiungere temperatura e pressione  compatibili con la fusione del carbonio e dell'ossigeno. In tali circostanze, il nucleo stellare non produce più energia da fusione nucleare e tende a raffreddarsi su scale temporali molto lunghe mentre gli strati esterni continuano a perdersi come visto nella fase AGB . Quel che resta al centro è il nucleo della stella morente, nucleo caldissimo spogliato degli strati esterni e chiamato nana bianca

La nana bianca è un astro di temperatura relativamente elevata (10.000 K) e di luminosità molto debole (un millesimo della luminosità solare), con un raggio molto piccolo (raggio terrestre per stelle di massa solare), rappresentante lo stadio finale dell'evoluzione di stelle poco massive.

Un po' di storia 

Sirio e la sua nana bianca. Crediti HST/ESA/NASA
Sirio e la sua nana bianca.
Crediti HST/ESA/NASA

La prima osservazione di una nana bianca è datata XVIII secolo a opera di William Herschel: l'oggetto era rappresentato da una nana bianca (anche se la natura non era ancora nota) che accompagnava, insieme a una nana rossa , la stella principale del sistema di Keid in Eridano. Nel 1910 Pickering, Russell e Fleming scoprirono uno spettro, nel sistema, simile a quello delle stelle di classe spettrale A, quindi corrispondente a una stella molto calda ma stranamente poco luminosa e quindi forzatamente molto piccola. Il fatto che molte stelle si accompagnassero a oggetti di questo tipo iniziò a essere evidente con gli strumenti di precisione, i quali iniziarono a essere in grado di osservare le piccole oscillazioni di stelle brillanti dovute, inevitabilmente, alla presenza di queste compagne ancora invisibili. Fu così che Sirius venne scoperta essere un sistema binario con nana bianca. Alle stelle Keid e a Sirio seguì nel 1917 la Stella di Van Maanen, scoperta nei Pesci.

Se osservativamente non esistevano dubbi sull'esistenza di corpi celesti piccoli e deboli, la natura di questi astri restava ancora un mistero tanto che Arthur Eddington negli anni Venti dello scorso secolo giunse a parlare di "gas non allo stato ordinario", ipotizzando un plasma di nuclei atomici totalmente ionizzati e di elettroni liberi. Qualcosa del genere poteva rendere possibile la compressione della materia in spazi sempre più stretti, tanto da fornire una giustificazione teorica per l'esistenza di astri che sembravano molto massicci ma molto piccoli. 

Formazione ed evoluzione di una nana bianca

MASSA < 0.5 MASSE SOLARI - Di nuovo, la modalità di formazione di una nana bianca dipende dalla massa stellare. Se la stella ha una massa compresa tra 0.08 e 0.5 masse solari, la stella non passa neanche per la fusione dell'elio e ciò che resta è una nana bianca di elio con espulsione degli strati esterni tramite vento stellare. Stelle di partenza di questo tipo sono essenzialmente nane rosse, le quali si scaldano man mano che l'idrogeno nel nucleo viene consumato e trasformato in elio. L'aumento del calore accelera il tasso di fusione nucleare il che porta le stelle a brillare per breve tempo di una luce azzurra. Al termine della conversione di idrogeno in elio le stelle iniziano a contrarsi diminuendo la propria luminosità e divenendo nane bianche di elio circondate da un guscio composto di idrogeno quasi puro. Si tratta di un modello teorico poiché la durata di una nana rossa è stimata in circa 80 miliardi di anni e, in un universo di appena 13,7 miliardi di anni, nessuna nana rossa si è mai trasformata in nana bianca.

MASSA TRA 0.5 E 8 MASSE SOLARI - Il processo più comune si realizza quindi con stella la cui massa è compresa tra 0.5 e 8 masse solari, con formazione di una nana bianca a partire dalla stella AGB con nucleo inerte di carbonio e ossigeno circondato da un involucro in espansione di idrogeno ed elio, principalmente. Mancando la spinta data dalle fusioni nucleari, l'unica resistenza che si oppone al collasso gravitazionale è data dalla pressione degli elettroni degeneri che compongono la nana bianca, anche se esiste un limite di massa (Limite di Chandrasekhar) oltre la quale anche questa resistenza viene meno.  

MASSA TRA 8 E 10 MASSE SOLARI - Se la stella ha una massa compresa tra 8 e 10 masse solari la compressione che segue l'esaurimento dell'elio può innescare una ulteriore fusione del carbonio con produzione di neon e magnesio. In genere una massa di partenza superiore alle 8 masse solari porta alla morte tipica delle stelle di grandi massa ma in determinate circostanze, ancora da chiarire, potrebbe verificarsi una parziale fusione del carbonio in neon senza l'ulteriore step che converte totalmente il neon in magnesio e ossigeno. In questi casi ciò che resta è una nana bianca all'ossigeno-neon-magnesio avvolta da un guscio in espansione di idrogeno, elio e carbonio.

Una discussione ancora aperta riguarda proprio la massa limite che la stella può avere all'inizio per diventare una nana bianca. La teoria suggerisce oggi una massa di 8 masse solari: stelle di massa compresa tra 2 e 8 masse solari porterebbero a nane bianche di massa compresa tra 0,7 e 1,4 masse solari, mentre stelle con masse minori di 2 masse solari portano a nane bianche con masse comprese tra 0,6 e 0,7 masse solari.
Nell'universo non dovrebbero oggi esistere nane bianche con masse inferiori a 0,6 masse solari visto che il ciclo di vita delle stelle che possono dar luogo a simili nane bianche è lunghissimo e l'età dell'universo è ancora troppo piccola per aver consentito a tali stelle di giungere al loro termine.

Nella maggior parte dei casi il raggio di queste stelle non supera le dimensioni del raggio terrestre. L'esperienza ci insegna che quando la massa aumenta, anche le dimensioni tendono ad aumentare e questo è osservabile in molti oggetti dell'universo, comprese le stelle di sequenza principale . Per le nane bianche accade l'esatto contrario: le nane bianche più massicce sono le più piccole e questo è dovuto alla struttura degli elettroni che compongono queste stelle. Incrementando la densità di un oggetto si produce anche un aumento della pressione, ma la pressione delle nane bianche è prodotta dagli elettroni degeneri. Questa pressione supporta la stella . Un incremento della densità comunque porta ad un incremento della gravità maggiore, per le nane bianche, dell'incremento della pressione e questo determina la contrazione della stella.

Quando la stella continua a raffreddarsi, le particelle diventano più lente e gli ioni iniziano a dominare il moto termico. Questi ioni non si muovono a lungo in maniera libera in una nana bianca, ma vengono allineati in righe come in un cristallo. Questo fa pensare ad una nana bianca come ad un gigantesco diamante solido di elettroni degeneri. La densità all'interno di una nana bianca è enorme, raggiungendo tipicamente i 109 kg m-3, circa un milione di volte maggiore rispetto alla densità dell'acqua. Un esempio molto comune vede un cucchiaino da tea di materia di nana bianca pesare qualcosa come 5,5 tonnellate, esattamente come un elefante. Questo determina una fortissima pressione gravitazionale da parte della nana bianca e tale pressione si esercita a partire dalla sua stessa superficie. Per avere una idea di questa pressione, basti pensare che l'accelerazione di un corpo che cade su una nana è di circa 7000 Km/s mentre sulla Terra la stessa misura è di circa 9,81 m/s.

Il Limite di Chandrasekhar

Più la stella diventa piccola e più gravità e pressione aumentano e si bilanciano. Ad esempio, una stella di massa pari a metà massa solare è grande più o meno il 90% della Terra, mentre una stella con massa pari a quella solare è racchiusa in un raggio pari alla metà di quello terrestre. Una stella di massa pari a 1,3 masse solari, invece, sarebbe racchiusa in un raggio pari al 40% del raggio terrestre.

Nelle nane bianche esiste una strana relazione, quindi, tra raggio e massa: maggiore è la materia degenere che si immette in una nana bianca e minore è il suo raggio. Tuttavia esiste un limite massimo alla materia che una nana bianca può contenere e questo limite è noto come Limite di Chandrasekhar.
Subrahmanyan Chandrasekhar era un astrofisico americano di origine pakistana, (Lahore nel 1910 - Chicago 1995) autore di lavori teorici sulla polarizzazione della luce degli astri, da lui prevista prima di essere effettivamente osservata, sul trasferimento di energia tra le stelle e sull'evoluzione stellare. Premio Nobel per la Fisica, insieme a W. Fowler, per la relazione espressa dal limite che porta il suo nome, nel 1983. A lui è dedicato l'osservatorio a raggi X Chandra. Il limite di Chandrasekhar esprime la relazione tra massa e raggio di stelle degeneri ed indica in 1,4 masse solari la massa massima raggiungibile da una nana bianca.

Il limite di Chandrasekhar è la massa massima che una nana bianca può sopportare senza esplodere ed è pari a 1,4 masse solari.

Rappresentazione del limite di Chandrasekhar. All'aumentare della massa, il raggio diminuisce fino a giungere a 1.44 masse solari.
Rappresentazione del limite di Chandrasekhar. All'aumentare della massa,
il raggio diminuisce fino a giungere a 1.44 masse solari. 

Si tratta della massa per la quale il rapporto massa-raggio giunge a zero. Una stella con massa pari a quella prevista dal limite di Chandrasekhar è ridotta in una dimensione piccolissima e nessuna stella di massa superiore a 1,4 masse solari riesce a far fronte, con la pressione del proprio nucleo di elettroni degeneri, alla gravità che porta al collasso stellare.

Il passare del tempo porta al graduale raffreddamento della stella ed alla dispersione nello spazio del calore. La stella diventa sempre più debole fino a raggiungere la stessa temperatura dello spazio circostante, in un periodo che richiede miliardi di anni, divenendo nana nera

Altra conseguenza del raffreddamento della nana bianca è anche la sua inevitabile riduzione di dimensione: si tratta di una conseguenza ovvia, teorizzata da anni ma osservata per la prima volta soltanto nel 2017 nel sistema HD49798/RX J0648.0-4418 grazie all'Istituto astronomico Sternberg per la Fisica Relativistica a Mosca (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Novembre 2017). La nana bianca si trova a 2000 anni luce da noi, nella Poppa,e la riduzione del suo raggio è stata misurata in un centimetro l'anno. A innescare la curiosità è stata l'osservata riduzione del periodo di rotazione della stella, in misura di sette miliardesimi di secondo all'anno: una maggior velocità di rotazione è intuitivamente legata a una contrazione delle dimensioni della stella, e infatti l'osservazione sta qui a testimoniarlo per la prima volta. La nana bianca ruota su sé stessa in appena 13 secondi e continua a catturare vento stellare da una stella rossa compagna. La stella dovrebbe avere una età di circa 2 milioni di anni.

Situazioni anomale

Un sistema binario del tutto peculiare è quello composto da una nana bianca a bassa densità e da una nana bruna , studiato da un team di astronomi brasiliani. Alla stranezza della coppia si aggiunge il fatto che la nana bruna ha partecipato attivamente alla prematura morte della compagna. Le osservazioni risalgono al periodo 2003-2015 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Novembre 2017) e si basano sui dati del Pico dos Dias Observatory in Brasile. 

La coppia si trova in Perseo e detiene il record in termini di minor massa per sistemi simili. La nana ha una massa tra due e tre decimi della massa solare, con temperatura di appena 28.500 K. La compagna bruna ha massa tra 34 e 46 masse gioviane. La prima ha seguito il suo percorso di stella di massa medio-piccola, terminando idrogeno e diventando una gigante rossa. La fase ha portato a una maggiore interazione con la compagna, con conseguente trasferimento di massa dalla gigante rossa alla nana bruna. Il trasferimento è stato molto violento ed è durato molto: la nana bruna è stata attratta e invischiata nell'atmosfera della stella morente, ha perso momento angolare scivolando velocemente verso il centro di massa dove il maggior attrito ha convertito il momento angolare stesso in energia cinetica dell'atmosfera . Si è giunti al punto in cui l'energia trasferita dalla nana bruna ha superato la forza gravitazionale in grado di mantenere l'atmosfera ancorata alla stella morente, il che ha portato a una grande espulsione di materia dal sistema, strappando via materiale e lasciando il nucleo di elio della stella del tutto scoperto. La stella è quindi morta prima di riuscire a bruciare il nucleo di elio, diventando una nana bianca atipica. La nana bruna, al contrario, dovrebbe aver acquisito massa ma non abbastanza da diventare stella. Il periodo orbitale è di circa tre ore e questo processo insolito potrebbe aiutare nella comprensione della creazione di oggetti caldi e compatti come le nane di piccola massa, di recente scoperta. 

Ultimo aggiornamento del: 13/01/2019 14:37:33

Le nebulose planetarie

Chiamate spesso le "farfalle del cielo", le nebulose planetarie rappresentano gli ultimi spettacolari respiri di una stella di piccola massa. Gli strati più esterni abbandonati durante la fase AGB ricevono radiazione dalla nana bianca e brillano

Abbiamo visto come la stella AGB abbandoni i propri strati più esterni per poi concentrarci sulla fine del nucleo stellare, la nana bianca . Anche gli strati esterni abbandonati, tuttavia, rivestono molta importanza e anche osservativamente rappresentano una delle più entusiasmanti bellezze del cielo notturno. 

Il processo di arricchimento

Abbiamo già parlato di mezzo interstellare quando abbiamo affrontato il tema della formazione stellare, distinguendo tra nebulose a riflessione, emissione e oscure. Torniamo al mezzo interstellare per chiudere il ciclo delle stelle di piccola massa (inferiore a 8, a volte a 10 masse solari) poiché se dal mezzo interstellare una stella è nata, al mezzo interstellare la stella restituisce il proprio materiale modificato dalle reazioni nucleari portate avanti durante l'intera vita in un processo chiamato arricchimento. E' proprio grazie a questo processo, e a quello di morte delle stelle di massa maggiore, che l'universo è passato da una composizione iniziale data da idrogeno ed elio a una composizione fatta di metalli, cioè di elementi più pesanti di quelli primordiali. Abbiamo visto che le stelle di piccola massa producono elio da idrogeno, ma anche carbonio e ossigeno da elio e magnesio e neon dal carbonio stesso. Tutti questi elementi vengono immessi di nuovo nel mezzo interstellare che risulta, così, arricchito. Da questo concetto di arricchimento deriva il concetto di popolazione stellare: le nuove stelle che andranno a nascere, attingeranno a un mezzo interstellare più ricco e la loro composizione vedrà una quantità maggiore di metalli.

Le nebulose planetarie

Non inganni il nome di nebulosa planetaria, visto che si tratta di oggetti che nulla hanno a che vedere con i pianeti. Il nome fu assegnato da William Herschel intorno al 1780, quando attraverso i telescopi dell'epoca queste nebulose apparivano circolari come i pianeti. La prima planetaria a essere scoperta è stata M 27 nella costellazione  della Volpetta, segnalata da Charles Messier nel 1764. 

La nebulosa planetaria M 27, osservata da Charles Messier.
La nebulosa planetaria M 27, osservata da Charles Messier.

Per comprendere la forma e la struttura di una nebulosa planetaria dobbiamo per forza riprendere la vita della stella, guardandola stavolta dalla parte del materiale espulso. 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 tale che le particelle diventino 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 (la nana bianca), 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, che abbiamo visto essere la nana bianca, inizia a diventare visibile.

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 e illuminarsi, dando vita a ciò che viene chiamato nebulosa planetaria.

La nebulosa plenetaria è una nebulosità a forma di guscio, più o meno allungato, 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. Si tratta del passaggio tra gigante rossa e nana bianca, caratterizzato da impulsi drastici e rapidi che provocano pari cambiamenti nelle dimensioni e nella luminosità stellare. 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. Una stella colta sul fatto durante la fase di transizione è T Umi, la cui natura variabile è stata scoperta solo verso la fine degli anni Ottanta quando il periodo di pulsazione iniziò ad accorciarsi. Oggi è comparsa una seconda modalità di pulsazione in T Umi, la quale ora presenta due distinte onde sonore che si bloccano man mano che la stella si restringe. I dati mostrano come la stella sia nata 1.2 miliardi di anni fa con una massa pari al doppio della massa solare e che oggi questa stella sta entrando in una fase di impulso termico. La fase di contrazione durerà per un secolo in totale, quindi in altri 40-60 anni vedremo T Umi espandersi di nuovo. Si tratta di uno degli ultimi impulsi termici, quindi in poche decine di migliaia di anni la stella diventerà una nana bianca (László Molnár et al. "Stellar Evolution in Real Time: Models Consistent with the Direct Observation of a Thermal Pulse in T Ursae Minoris", The Astrophysical Journal - 2019).

Dal processo deriva come gli strati della planetaria maggiormente energetici siano quelli più a ridosso della nana bianca, cioè quelli più interni. 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 sarebbe quindi 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.

Sebbene 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. 

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.

La nebulosa planetaria Eskimo, nei Gemelli, ripresa da HST. Le planetarie possono acquisire forme molto complesse in base a ambiente esterno, campi magnetici e presenza di corpi in orbita.
La nebulosa planetaria Eskimo, nei Gemelli, ripresa da HST. Le planetarie possono acquisire forme molto complesse in base a
ambiente esterno, campi magnetici e presenza di corpi in orbita.

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
    • a. centro brillante
    • brillantezza uniforme
    • possibile struttura ad anelli
  • Disco irregolare
    • brillantezza distribuita irregolarmente
    • possibile struttura ad anelli
  • Struttura ad anelli definita
  • Forma irregolare
  • Forma non classificata (possibile combinazione dei punti precedenti)

Il fatto che la stella espella i propri strati esterni dovrebbe comportare sempre una forma sferica delle nebulose planetarie, che osservate da Terra dovrebbero quindi apparire sempre come cerchi nel cielo. Alcune, tuttavia, hanno forme decisamente allungate e si ritiene che questo possa derivare dall'ambiente esterno alla stella morente, alla presenza di gas più denso in alcuni punti o alla presenza di una stella compagna in sistema binario , la cui presenza dovrebbe generare le forme più allungate o a clessidra che si è soliti osservare.

La Nebulosa Formica, una delle forme più complesse osservate per una nebulosa planetaria. Crediti HST/ESA/NASA
La Nebulosa Formica, una delle forme più complesse osservate per una nebulosa planetaria. Crediti HST/ESA/NASA

Nella Nebulosa Formica dovrebbe nascondersi quindi un sistema binario e una conferma sembra provenire da una emissione laser atipica ed estremamente rara, connessa alla morte di una stella evidenziata dalle osservazioni di Herschel Space Observatory. I dati 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. 

I modelli prevedono che in caso di sistema binario, la formazione di una nebulosa planetaria provveda a tenere le due stelle ben distanti e che un avvicinamento possa verificarsi soltanto quando la nebulosa si è oramai diradata, eppure una esplosione di nova nel 2007 (Nova Vul 2007) ha lasciato molti punti aperti, visto che una nova prevede uno scambio di masse tra componenti implicante una certa vicinanza. La crisi dei modelli sembra avvalorata nel 2018 dal sistema binario scoperto nella planetaria M3-1, le cui componenti sono quasi a contatto compiendo una mutua orbita in poco più di tre ore (link all'articolo). 

Ultimo aggiornamento del: 18/08/2019 16:19:38