Le stelle e la loro formazione
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Le stelle e la loro formazione

Gli oggetti più importanti dell'intero universo sono senza dubbio le stelle: sono le stelle che determinano lo stato di vitalità di una galassia e sono le stelle che hanno creato gli elementi che vediamo oggi. Da meno di un secolo sappiamo che le stelle hanno una propria vita e oggi, grazie alla spettroscopia soprattutto, possiamo conoscere molto di questi astri, sia esternamente sia internamente.

Lo studio delle stelle, cenni storici

La comprensione delle stelle non è una conquista antica ma è storia recente. Comprendere come possa nascere una stella, infatti, ha richiesto uno stacco da un dogma che vede le stelle eterne, sempre esistite. Comprendere cosa le faccia brillare...

Da sempre le stelle sono una delle principali ispirazioni dell'uomo e il riferimento non è soltanto alla poesia. Il moto delle stelle, la loro posizione nel cielo è stata sempre punto di riferimento per la storia umana ma la vera comprensione di cosa sia, effettivamente, una stella è stata una conquista faticosa, giunta soltanto in tempi molto recenti. 

Studio del moto a parte, la comprensione della natura di questi astri è stato sempre un tema ostico che ha visto il primo tentativo in Anassagora nel V secolo avanti Cristo: le stelle erano viste come rocce infuocate e simili al Sole, al contrario della Luna che invece era vista come un corpo roccioso e freddo. Era un primo tentativo e non era poi così campato in aria, tuttavia il tema della natura delle stelle non decollò e il salto ci porta direttamente al Milleseicento, con Galileo Galilei e il suo telescopio. Grazie a questa nuova tecnologia si potè constatare come le stelle fossero molto più numerose di quanto non si fosse ritenuto fino ad allora, soprattutto in virtù del fatto che molti oggetti nebulari o lattescenti, come ammassi aperti o Via Lattea, risultarono composti da migliaia di stelle molto fitte, tanto fitte da non essere distinguibili a occhio nudo. 

Teoria nebulare di Kant Laplace, una rappresentazione
Teoria nebulare di Kant Laplace,
una rappresentazione

L'idea che le stelle potessero avere una origine, e quindi una nascita, era rivoluzionaria poiché andava a sfidare il dogma delle stelle fisse. Il primo a ipotizzare una simile teoria fu Emanuel Swedenborg intorno al 1730 ma la svolta ideologica trovò il compimento soprattutto con Immanuel Kant e, separatamente, con Pierre Simon Laplace in quella che passa alla storia come teoria nebulare di Kant-Laplace. Secondo la teoria, il Sole - e le altre stelle - avevano origine dalla contrazione di una nebulosa iniziale. La contrazione avrebbe poi innescato nel materiale un senso rotatorio intorno a un centro sempre più denso, creando una stella. Si trattava di una idea e molti aspetti non erano curati, molte risposte non erano ancora date ma, per l'epoca, era già un grande risultato se pensiamo che molte risposte mancano ancora ad oggi nonostante la tecnologia. Ed è proprio la tecnologia che, unitamente alle teorie fisiche sulla natura della materia e della radiazione , ha segnato una svolta nello studio stellare: Isaac Newton, in meccanica, studio della luce e matematica, fornì un supporto essenziale mentre il miglioramento della fotografia e l'utilizzo della spettroscopia iniziarono a consentire una catalogazione delle stelle. 

Le teorie avanzate all'epoca erano più o meno connotate da una dose di fantasia estrema e così secondo Julius Robert von Mayer il calore delle stelle proveniva da continui impatti meteorici sulla superficie solare. Se così fosse stato, tuttavia, la massa del Sole sarebbe risultata costantemente in aumento, il che - secondo le leggi gravitazionali - avrebbe alla lunga alterato gli equilibri orbitali all'interno del Sistema Solare spingendo sempre più i pianeti verso giri più stretti. Anche se l'idea era sbagliata, si iniziò a pensare a cosa potesse alimentare una sorgente di calore apparentemente infinita come quella solare, cosa che neanche la contrazione della nebulosa di Kant e Laplace poteva giustificare dal momento che il calore dovuto al collasso sarebbe prima o poi andato in esaurimento. 

Nel 1854 Hermann von Helmholtz propose una contrazione senza fine, teorizzando come una contrazione di soli cento metri l'anno nel diametro solare avrebbe portato a una energia in linea con quella misurata dalla nostra stella. Il fatto che la Terra avesse miliardi di anni, tuttavia, rendeva i cento metri l'anno non così banali da non apportare variazioni a lungo termine e così anche questa teoria nasceva già vacillante. Il merito di Holmholtz fu, tuttavia, quello di introdurre concetti fondamentali come l'equilibrio idrostatico e la pressione del gas. 

Di pari passo, la spettroscopia fornì informazioni preziose circa la composizione del Sole e quindi delle stelle in generale: non solo si riuscì ad avere la certezza che le stelle altro non sono se non enormi palle di gas, ma si riuscì anche a classificare le stelle in base a spettro e colore con Angelo Secchi, ad esempio. Si puntò l'indice sull'esistenza di stelle bianche, azzurre, gialle, rosse e si formarono classi stellari basate sulle righe spettrali. Venne coniata la classe spettrale O, B, A, F, G, K, M anche se all'inizio non fu compreso che le stelle di diverso colore potessero essere diverse per natura: si puntava sul fatto che si trattasse di stelle colte in diverse fasi di un ciclo uguale per tutti gli astri. Le stelle sarebbero quindi nate calde per andare a morire fredde, ciascuna passando per fasi ben fisse e uguali per tutte. 

Norman Lockyer cercò di riunire tutti i pezzi più interessanti giungendo a una conclusione molto avanzata: una stella nasce a partire da una nube diffusa di gas che contraendosi si riscalda fino al raggiungimento della stabilità. La stella resta in questo stato fino all’esaurimento del combustibile (qualunque esso sia) fino a che la stella si contrae e si raffredda. La migrazione tra classi spettrali differenti ipotizzata da Normal Lockyer trovò il compimento nel lavoro di Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russel, passato alla storia come Diagramma HR .

Albert Einstein e Artuhr Eddington in una immagine del 1930
Albert Einstein e Artuhr Eddington in una immagine del 1930

Nel 1916 Arthur Eddington portò gli studi ancora più avanti, affiancando alla convezione , fino ad allora teorizzata come unico metodo di trasferimento di calore, l'irraggiamento , già studiato da Karl Schwarzschild ma ora inserito in un flusso molto coerente. Alternanza di irraggiamento e convezione, infatti, pone l'accento sulla opacità del materiale presente all'interno di una stella. James Jeans per primo ipotizzò la presenza di materiale ionizzato all'interno delle stelle, di un materiale che - quindi - poteva presentare la stessa opacità che presenta l'energia e questo aprì la porta a modelli di stelle sempre più precisi, in grado di tener conto anche della struttura interna di una stella. 

Per chiudere il cerchio era però ancora necessario capire quale fosse la forza in grado di alimentare una stella per un periodo così lungo come quello della sua vita e la risposta venne dagli studi sull'atomo e sul suo nucleo. Anche in questo caso fu Eddington a indicare la via, via che venne battuta da Aston giungendo all'ipotesi di fusione dell'idrogeno a creare elio generando e liberando energia. Le deduzioni si basavano sulla stella più vicina, il Sole. Punto di partenza fondamentale era quindi l’età del Sole, stimata in circa 5 miliardi di anni, considerando l’età delle più antiche rocce della Terra e di altri corpi del Sistema Solare nonché la comparsa della vita che si fa risalire a circa 3,8 miliardi di anni fa. Bisognava perciò riuscire a spiegare un’emissione d'energia che si fosse mantenuta sufficientemente stabile lungo tutto questo tempo; in quanto variabilità troppo spiccate avrebbero infatti influito sull’evoluzione della vita. Nell’ Ottocento si pensò ad un processo normale di combustione chimica del Sole, che supposto composto da carbonio ed ossigeno, poteva bruciare come un enorme pezzo di carbone. Ciò non poteva però essere vero, considerando anche la gran massa del Sole, i calcoli rivelavano che il tutto si sarebbe consumato in soli 1.500 anni. Nel 1853 Lord Kelvin e Hermann Von Helmoltz proposero il meccanismo della contrazione gravitazionale: il Sole contraendosi per gravità emette energia verso l’esterno. La contrazione di tutto il Sole si sarebbe esaurita però in soli 31 milioni d'anni, un tempo ancora troppo breve. L’enigma fu risolto da H. Bethe nel 1939 (pare in un viaggio in treno da Washington alla Cornell University) e parallelamente da  G. Gamov. Nel nocciolo o nucleo, ove temperatura, pressione e densità sono elevate, avviene un processo di fusione nucleare, che produce l’energia richiesta.
Nel caso del Sole avviene una trasformazione di Idrogeno (H) in Elio (He), secondo una catena di reazioni che si definisce protone-protone. Fu Arthur Eddington (1882-1944) a comprendere che sono le reazioni nel denso nucleo solare a produrre tutta questa energia. Le temperature presenti all'interno delle stelle, quindi, dovevano essere molto alte per costringere due atomi di idrogeno ad avvicinarsi al punto da fondersi. La struttura stellare era così messa a nudo così come il processo in grado di far brillare una stella di luce propria. 

Non inganni questo racconto: la formazione stellare ancora oggi nasconde punti molto oscuri e molte domande ancora non hanno avuto una loro risposta, ma indubbiamente il percorso velocemente affrontato offre una visione molto precisa della faticosa conquista che sta dietro lo studio delle stelle. 

Grazie a questo percorso oggi possiamo definire una stella. 

Una stella è un corpo celeste di tipo sferoidale e composto di plasma (gas ionizzato) in grado di brillare di luce propria grazie a fusioni che si verificano nel nucleo.

Ultimo aggiornamento del: 08/09/2019 18:13:16

Il mezzo interstellare e la formazione stellare

Il mezzo interstellare gioca un ruolo fondamentale per la composizione dell'universo poiché fornisce materiale alla formazione stellare e viene arricchito dalla morte delle stesse stelle alle quali ha dato la luce. Le nebulose e la nascita stellare

La nascita di una stella avviene al riparo dai nostri occhi, dietro bozzoli molto densi di materiale che ci estraneano dai processi interni. Soltanto con l'astronomia spaziale, e in particolar modo con gli osservatori a infrarosso come Spitzer, IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) e Hubble Space Telescope (HST), siamo riusciti a penetrare le polveri e il gas e scoprire, almeno parzialmente, la nascita stellare. 

Una stella è composta da gas, principalmente idrogeno ed elio più una quantità più o meno limitata di elementi più pesanti definiti metalli, la cui misura dipende dalla storia evolutiva del materiale presente tra le stelle. Il Big Bang ha creato esclusivamente idrogeno ed elio, quindi affinché in un dato spazio esistano i metalli è necessario il verificarsi di eventi in grado di generarli e, come vedremo, questi eventi sono ancora legati al ciclo di vita stellare. Nel nostro Sole i metalli rappresentano oggi il 2% della massa quindi è lecito ipotizzare come la nebulosa dalla quale ha avuto origine la nostra stella fosse composta da una percentuale di questo tipo di elementi più pensati dell'elio. Le stelle, quindi, nascono da nebulose dalle quali prendono materiale e che vanno poi ad arricchire di elementi più pesanti al momento del termine della propria vita, spargendo elementi nello stesso ambiente, in un processo chiamato arricchimento del mezzo interstellare . Esiste un legame molto intenso, quindi, tra una stella e lo spazio posto tra le stelle, ambiente che - proprio per questo - viene chiamato mezzo interstellare.

Il mezzo interstellare è definito come tutto quel che si trova nello spazio presente tra le stelle ed è in genere ricondotto a gas e polvere.

Il mezzo interstellare è stato scoperto per la prima volta nel 1904 con le osservazioni di Johannes Hartmann, il quale ricavò lo spettro elettromagnetico della stella Delta Orionis (Mintaka) scoprendo righe di assorbimento fisse insieme alle righe stellari, tipicamente oscillanti data la natura di sistema multiplo di Mintaka (Investigations on the spectrumand orbit od Felta Orionis). Una riga così diversa da tutte le altri non poteva essere ricondotta alla composizione atmosferica della stella ma doveva per forza appartenere a qualcosa di posto tra la sorgente e l'osservatore e questo "qualcosa" fu la prova dell'esistenza di gas tra le stelle. Il mezzo interstellare, quindi, per la prima volta cessava di essere vuoto e si comprese come, invece, al suo interno fosse presente del gas, e anche tanto.

Per scoprire la parte "polverosa" del mezzo interstellare, invece, fu necessario attendere fino al 1930 anche se già Sir William Herschel aveva dato importanti indicazioni. Nel 1795, infatti, pubblicò nella rivista Philosophical Transactions una sezione dedicata a una regione dello Scorpione apparentemente priva di stelle, veri e propri "buchi nel cielo" ("holes in the sky"). Cento anni dopo, Johann Georg Hagen, direttore dell'Osservatorio Vaticano, presentò uno spettacolare candidato "buco", scoperto nel 1857 da Angelo Secchi nel Sagittario e battezzato in seguito da Edward Barnard come B86. L'esatta natura di questi "buchi" fu in seguito compresa dallo svizzero Robert Trumpler, proprio nel 1930, durante il suo studio di relazione tra luminosità degli ammassi stellari e il loro diametro apparente. Le formule teoriche avallavano una linearità tra aumento di dimensione angolare (legata alla distanza, sulla base che tutti gli ammassi stellari dovessero avere una simile dimensione intrinseca) e aumento di luminosità, eppure - aumentando la distanza - gli ammassi più grandi non apparivano luminosi come avrebbero dovuto, ma meno. Possibile che gli ammassi più distanti fossero tutti più grandi della media? Oppure, ancora, possibile che gli ammassi più distanti fossero tutti meno luminosi della media? Più probabilmente, all'aumentare della distanza doveva esserci qualcosa che andava a "spegnere" la luminosità degli ammassi più distanti e questo "qualcosa" era proprio la polvere, la stessa che creava i "buchi nel cielo" di William Herschel spegnendo del tutto la luce nel viaggio verso di noi.

Oggi sappiamo che il mezzo interstellare si compone per il 99% di gas e per il restante 1% di polvere (tipicamente carbonati e silicati) ma la densità resta comunque molto più bassa rispetto al maggior vuoto ottenibile in laboratorio. A livello del mare, sulla Terra, ci sono 3x1019 molecole per centimetro cubico, misura che scende a 109 nei vuoti di laboratorio. Per il mezzo interstellare si parla di un atomo di idrogeno per centimetro cubico. Studiare il mezzo interstellare, quindi, non è importante esclusivamente ai fini della formazione o della morte stellare ma consente di ottenere informazioni su: 

  1. studio delle basse densità;
  2. studio delle alte energie;
  3. ciclo di vita stellare;
  4. estensione allo studio del mezzo intergalattico.

In particolare, le alte energie sono legate a fenomeni di collisione tra particelle, tra raggi cosmici e mezzo interstellare, ma anche a fenomeni radiativi legati a corpi celesti molto caldi.

DAL MEZZO INTERSTELLARE ALLE NEBULOSE

Galassia di Andromeda in infrarosso. Crediti NASA
Galassia di Andromeda in infrarosso. Crediti NASA

Le zone a maggior densità di gas e/o polvere, rispetto alle bassissime medie del mezzo interstellare, vengono dette nebulose ed alcune sono legate alla fase di nascita stellare mentre altre sono ciò che resta della morte degli astri, in un ciclo perfetto. Un tempo, fino alla piena comprensione della dimensione dell'universo, ogni oggetto non puntiforme e quindi esteso (escluse le comete) veniva appellato come "nebula" e così anche la stessa galassia di Andromeda era considerata una nebula. Con la distinzione tra galassie e nebulose, il concetto divenne più specifico.

 

Le nebulose, dal punto di vista della luce visibile, vengono in genere suddivise in tre categorie:

  1. nebulose a emissione (spesso associate alla nascita stellare ma comprendenti anche resti di supernova e nebulose planetarie), che "generano" luce;
  2. nebulose a riflessione che brillano di luce riflessa;
  3. nebulose oscure, che bloccano la luce retrostante. 

Nebulose a emissione

Le nebulose a emissione sono nubi di gas e polveri che si trovano nelle vicinanze di stelle giovani e brillanti, solitamente di classe spettrale O e B e quindi molto calde e dalla luce tipicamente azzurra, che producono una immensa quantità di radiazione ultravioletta, quindi molto energetica. Il gas della nebulosa viene eccitato e riemette parte della radiazione assorbita nella parte dello spettro a lunghezza d'onda maggiore, tra il rosso e l'infrarosso.

Tipicamente le nebulose a 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 (comunque maggiore della media del mezzo interstellare). Le giovani stelle presenti sono nate all'interno della nebulosa stessa e proprio a partire dal materiale che la compone, con il risultato che molte nebulose ad emissione sono delle nursery stellari. Il fatto che siano nebulose a "emissione", infatti, richiede la presenza di stelle molto energetiche e vicine. E' proprio la radiazione ultravioletta delle stelle giovane e calde che 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 ricreando l'atomo completo di partenza ed emettendo l'eccesso di energia assorbito in precedenza sottoforma di luce visibile, il cui colore dipende dalla quantità di energia ri-emessa. In ogni caso, qualunque colore sia (in genere rosso), questa emissione si traduce in una luminosità propria della nube interstellare. Il fenomeno luminoso è detto fluorescenza

Schema del processo di ionizzazione e ricombinazione
Schema del processo di ionizzazione e ricombinazione

Gli elementi neutri sono indicati con il simbolo I (primo romano), mentre quelli ionizzati vengono contrassegnati con numeri romani superiori in base a quanti elettroni vengono strappati. 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) e spesso ci si fa riferimento con il termine Regione HII. Per ionizzare l'idrogeno occorre una quantità minima di energia dalla radiazione di una stella, una quantità definita come Limite di Lyman (o energia di prima ionizzazione dell'idrogeno) e corrispondente a 13,6 eV. Una energia simile riesce a giungere fino a una certa distanza dalla stella che la emette, creando una sfera di idrogeno ionizzato chiamata Sfera di Stromgren il cui raggio è definito come Raggio di Stromgren. In questa sfera il tasso di ionizzazione è in equilibrio con il tasso di ricombinazione: intorno alla stella viene a crearsi quindi una sfera di idrogeno ionizzato circondata a sua volta da idrogeno neutro.

La temperatura di una regione HII è molto alta (10.000 °K) e le dimensioni dell'area si estendono per centinaia di anni luce. La 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 (di Stromngren) spesso circondata dal gas rimanente, non fluorescente. 

Osservazioni radio delle Regioni HII evidenziano radiazione di sincrotrone emessa da elettroni accelerati a velocità prossime a quella della luce, ma tali accelerazioni sono rimaste a lungo inspiegabili fino a uno studio di Settembre 2019: l'accelerazione è possibile all'attraversamento delle onde d'urto che si propagano nella Regione HII stessa (accelerazione di Fermi). L'idea è stata testata sulla regione Sagittarius B2, distante 400 anni luce, riuscendo a riprodurre le densità di flusso osservate con una accuratezza del 20% (Astronomy & Astrophysics - Non-thermal emission from cosmic rays accelerated in H II regions - Marco Padovani et al.).

Un famoso esempio di nebulosa ad emissione è M8, 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. 

Nebulosa a emissione (zona rossa) Sh2-29. Crediti VLT/VST/ESO
Nebulosa a emissione (zona rossa) Sh2-29. Crediti VLT/VST/ESO

Finora si è parlato solo di stelle di classe O e B come sorgente di energia ionizzante ma in realtà esistono altri corpi celesti in grado di ionizzare il gas. In tal caso, tuttavia, il gas e la polvere sono stati emessi proprio dalla stessa stella che poi provvede alla ionizzazione. Si tratta di casi legati alla morte stellare e regioni ionizzate si hanno in presenza di una nebulosa planetaria , eccitata dalla nana bianca centrale, e di un resto di supernova , eccitato dal fronte d'urto del materiale espulso con il mezzo interstellare circostante. 

Nebulose a riflessione

Le nebulose a riflessione sono nubi fredde di gas e polvere che non emettono luce propria, ma riflettono (scattering) quella degli oggetti vicini o contenuti in esse.

La composizione è simile a quella delle nebulose a emissione, comprendendo gas e polveri, ma contrariamente al caso precedente la concentrazione di materiale nelle nebulose a riflessione è molto minore. 

Le stelle vicine non sono abbastanza luminose da determinare la ionizzazione del gas (livelli di energia inferiori al Limite di Lyman) come nelle nebulose ad emissione, e riescono soltanto a farsi riflettere, accendendo la luce attraverso il fenomeno di scattering, lo stesso che rende blu il cielo e rosso il tramonto. Se un fascio di luce bianca risplende su una nube, 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. 

Se 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 [V]estinzione[/V] interstellare: la presenza di polveri attenua la luce proveniente da corpi distanti e porta a sottostimare la loro luminosità oppure a sovrastimarne la loro distanza.

Molte nebulose a riflessione risiedono nelle stesse nubi che danno vita a nebulose ad emissione: Sh2-29 mostrata in alto è un esempio, con un bordo blu a circondare la parte a emissione rossa. La nebulosa Trifida è un altro 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. 

Nebulosa Trifida (M 20). Crediti Valeriano Antonini
Nebulosa Trifida (M 20). Crediti Valeriano Antonini

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. Possono essere osservate soltanto per la loro abilità di bloccare la luce proveniente da corpi celesti posti dietro di esse. 

Nebulosa B33, nota come Testa di Cavallo. Una nebulosa oscura che blocca la luce proveniente dalla nebulosa a emissione (rossa) retrostante.
Nebulosa B33, nota come Testa di Cavallo.
Una nebulosa oscura che blocca la luce proveniente dalla nebulosa a emissione (rossa) retrostante.

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 proprio 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 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.

La nebulosa Chamaleon I. Crediti ESA/Herschel/A.Ribas
La nebulosa Chamaleon I. Crediti ESA/Herschel/A.Ribas

Dove si formano le stelle: le nubi molecolari

Le stelle si formano nelle zone fredde e ricche di gas e polvere delle galassie.

Le nubi molecolari sono nubi interstellari in cui densità e temperatura consentono la formazione di molecole di idrogeno (H2) a partire da singoli atomi (H).

Le nebulose legate alla formazione stellare sono le più fredde e sono presenti maggiormente all'interno dei bracci delle galassie, più ricchi di materiale interstellare. L’immagine di lato mostra la galassia di Andromeda all’infrarosso, lunghezza di onda che riesce a passare la polvere e immortalare le zone più fredde, e si nota chiaramente come queste siano disposte nei bracci galattici.

Sono circa duecento le tipologie di molecole scoperte nello spazio, alcune molto complesse come il Buckminsterfullerene (C60) e proprio le molecole hanno il compito di raffreddare le nubi facilitandone la contrazione e la formazione di nuove stelle. La loro abbondanza relativa è, tra l'altro, un enigma importante e datato poiché i modelli attuali sul mezzo interstellare diffuso assumono strati uniformi di gas illuminato a UV con una densità costante o variabile in base allo spessore della nube, ma le previsioni non si adattano alle osservazioni. Il mezzo interstellare è infatti molto turbolento, con grandi variazioni di densità e temperature anche su piccole distanze. Studiando l'abbondanza di H2, OH+, H2O+ e ArH+ in un mezzo supersonico e turbolento e avvalendosi di supercomputer e simulazioni, a fine 2019 si è riusciti a ottenere modelli simili a quanto osservato (Shmuel Bialy et al. Chemical Abundances in a Turbulent Medium–H2, OH+, H2O+, ArH+The Astrophysical Journal - 2019).

Per comprendere dove nascono le stelle occorrerebbe mappare soprattutto la molecola dell'idrogeno (H2), componente il 99% del gas freddo e denso presente nelle galassie. Si tratta di un elemento che però, contrariamente alla sua forma atomica (H) che emette nella riga dei 21 centimetri, manca di un segnale distintivo a basse temperature e così si può ricorrere alla deduzione della presenza di Ha partire dall'acido fluoridrico (HF). Uno studio in tal senso è stato posto in essere di nuovo nella Cintura di Orione, nel Trapezio, in un'area quindi in cui il carbonio viene ionizzato e non può essere utilizzato come marker della molecola di idrogeno. E' possibile collegare la molecola all'HF poiché HF è un prodotto della reazione chimica tra molecola di idrogeno e fluoro atomico (F), a produrre HF e H (U. Kavak et al. Origin of hydrogen fluoride emission in the Orion Bar. An excellent tracer for CO-dark H2 gas cloudsAstronomy & Astrophysics - 2019). Quella dell'acido fluoridrico è comunque una "novità" della ricerca poiché in genere si utilizza come marker il monossido di carbonio, in rapporto 10.000:1 con l'idrogeno molecolare.

Le nubi molecolari non sono formate soltanto da polvere e gas ma anche da composti organici fondamentali per la vita nell'universo ed è proprio in queste nubi che i grani di polvere creano gusci a difesa dell'acqua contro la radiazione ultravioletta delle stelle. Gran parte dell'acqua dell'universo si trova nelle nubi molecolari ed è qui, sulla superficie dei grani di polvere, che gli atomi di idrogeno si uniscono all'ossigeno per formarla, ma non solo. Il carbonio si lega all'idrogeno a formare il metano. L'azoto si lega all'idrogeno per creare ammoniaca. Per miliardi di anni gli strati di ghiaccio si accumulano proteggendo questi composti e il risultato è una ampia collezione di "fiocchi di neve" in grado di trasportare materiale necessario alla vita come la conosciamo. Tra questi elementi è presente anche il raro nitruro di fosforo, come risulta dallo studio di trentatré regioni di formazione di stelle di grande massa nella Galassia: sono le temperature più basse che consentono di osservare anche righe spettrali di bassa energia in radio e microonde e proprio grazie a questo è stato possibile correlare anche la quantità di nitruro di fosforo a quella dell'ossido di silicio, entrambi elementi che indicano la presenza di shock. Proprio questi shock dovrebbero essere causa della produzione del nitruro di fosforo osservato (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -  Origin of the PN molecule in star-forming regions: the enlarged sample” - F. Fontani et al.).

Stelle che nascono da regioni fredde, quindi, ma le osservazioni vedono stelle formarsi anche laddove, teoricamente, 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.

Nube molecolare nella Carina Nebula. Crediti Hubble Space Telescope/NASA/ESA
Nube molecolare nella Carina Nebula.
Crediti Hubble Space Telescope/NASA/ESA

Si è sempre ritenuto, quindi, che il fattore più importante per la nascita stellare fosse la presenza di molecole di idrogeno, idealizzate come combustibile necessario alla formazione stellare. Tuttavia nel 2017 è stato rivalutato del tutto l'apporto dei singoli 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 utilizzato l'Arecibo Observatory a Porto Rico e Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (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, cioè 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.

Nel tempo la densità delle nubi molecolari sembra essere andata diminuendo: uno studio del 2019 della University of Geneve, infatti, ha studiato nubi distanti più di 8 miliardi di anni luce scoprendo come densità e turbolenza interne fossero maggiori rispetto a quanto misurato nell'universo vicino, con una produzione stellare nettamente superiore a quella odierna. La spiegazione è ricondotta a diverse condizioni interstellari nelle galassie remote. Nelle galassie attuali come la nostra una nube molecolare produce tra 103 e 106 stelle mentre otti miliardi di anni fa la quantità era superiore di circa cento volte. Per cercare il motivo sono state utilizzate le antenne di ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) e il fenomeno della lente gravitazionale. Una nube molecolare di una galassia vicina collasserebbe istantaneamente e verrebbe distrutta nel mezzo interstellare di galassie distanti. Nell'universo distante lo scenario di frammentazione dei dischi galattici turbolenti sembra quindi confermato e può essere proposto come meccanismo di formazione di giganti nubi molecolari. L'efficienza nella formazione stellare, che oggi porta a trasformare il 5% del gas in stelle, sale al 30% nel campione distante osservato (Molecular clouds in the Cosmic Snake normal star-forming galaxy 8 billion years agoNature Astronomy (2019)).

Ultimo aggiornamento del: 23/11/2019 12:18:35

Dall'instabilità di Jeans alla nascita della stella

Dalla contrazione delle nubi molecolari derivano processi ancora non molto conosciuti nei dettagli che portano alla formazione di più centri di aggregazione di massa che un giorno daranno vita a diverse stelle. La nascita di una stella.

Orion A è una nursery stellare distante 1350 anni luce, con massa in grado di formare decine di migliaia di Soli. L'immagine in infrarosso indica con diversi colori la luce emessa dalla polvere mista a gas, come osservato da Herschel in infrarosso lontano e sub-millimetrico. La texture è derivata dal satellite Planck e indica la polarizzazione della polvere e quindi l'orientamento del campo magnetico. .Crediti ESA/Herschel/Planck; J. D. Soler, MPIA
Orion A è una nursery stellare distante 1350 anni luce, con massa in grado di formare decine di migliaia di Soli. L'immagine in infrarosso indica con diversi colori la luce emessa dalla polvere mista a gas, come osservato da Herschel in infrarosso lontano e sub-millimetrico. La texture è derivata dal satellite Planck e indica la polarizzazione della polvere e quindi l'orientamento del campo magnetico. .Crediti ESA/Herschel/Planck; J. D. Soler, MPIA

La presenza di nubi di gas e polvere è un fattore fondamentale per la formazione stellare, ma queste nubi devono iniziare a collassare in uno o, più probabilmente, più punti per poter dar vita alle stelle, con processi chiamati frammentazionecontrazione. Il britannico James Jeans fu il primo, nel 1902, a postulare le condizioni necessarie alla formazione stellare tirando in ballo l'instabilità delle nebulose (instabilità di Jeans).

L'instabilità di Jeans è una instabilità dalla quale origina il collasso gravitazionale delle nubi interstellari e dipende dalla pressione del gas che diviene insufficiente a contrastare il collasso gravitazionale dovuto alla massa in un determinato volume.

Indicando con Min la massa della nube contenuta nella sfera di raggio r, con p la pressione e con G la costante di gravitazione universale, l'equilibrio idrostatico si ottiene quando 

dp / dr = - (GpMin) / r2

Ciò che può distogliere una massa di gas dal suo stato di equilibrio può essere il passaggio ravvicinato di una stella oppure una esplosione di supernova nelle vicinanze, qualcosa in grado di creare un fronte d'urto che destabilizzi la nebulosa. Se le perturbazioni durano a lungo tendono a amplificarsi e innescano il processo di contrazione. Quando la densità inizia ad essere eccessiva, la gravità della nebulosa prende il sopravvento sul moto del gas (contrazione) e la massa inizia a tendere verso un punto di accumulazione. La dimensione della nebulosa, tuttavia, è enorme e quindi i punti di accumulo di gas sono diversi e la nube iniziale tende quindi a frammentarsi (frammentazione). Il processo è questo, ma i dettagli dello stesso sono ancora pochi e così si cercano osservazioni in grado di aggiungere qualche input alla conoscenza attuale. Si ritiene che la frammentazione sia legata alla metallicità della nube molecolare in contrazione: maggiore è la presenza di metalli e maggiore sarà il grado di frammentazione, e quindi maggiore sarà il numero di astri nascenti. Questo legame sarebbe anche alla base della formazione di stelle di massa enorme all'inizio dell'universo, quando i soli elementi chimici presenti erano idrogeno ed elio. Proprio questa totale assenza di metallicità avrebbe dato vita alle stelle più massicce della storia dell'universo, ben presto esplose come supernovae, nonché alla formazione dei primi buchi neri per collasso diretto, ancora mai rinvenuti neanche indirettamente.

Frammentazione e Funzione di Massa Iniziale

Intuitivamente, quindi, il grado di frammentazione di una nebulosa incide notevolmente sulla massa delle stelle che andranno a nascere. La massa di una stella è fondamentale per il futuro dell'astro ma cosa vada a determinare la massa al momento della formazione è qualcosa di poco chiaro. Un aspetto del problema è conoscere quindi la distribuzione di masse stellari in un ammasso.

La frammentazione di una nube in più punti osservata da ALMA. Crediti ALMA/ESO
La frammentazione di una nube in più punti osservata da ALMA. Crediti ALMA/ESO

La funzione di massa iniziale (IMFInitial Mass Function) descrive questa distribuzione ed è attualmente basata su una media delle osservazioni. La IMF osservata parla di poche stelle massicce. Le stelle simil-solari sono relativamente molto più abbondanti. Le stelle meno massicce del Sole sono ancora più comuni ma poi, scendendo ancora con le masse, le stelle si fanno più rare anche se qui la statistica è più debole visto che si tratta di astri molto difficili da osservare e scoprire. Il campione osservato, inoltre, è della Via Lattea e non è neanche noto se si tratti di un campione adattabile a una generalizzazione. I risultati sostengono come la metallicità non sia l'unico attore nelle variazioni alla IMF: accanto può esserci la velocità del materiale negli ammassi. Una legge del 1955, enunciata da Edwin Salpeter, sostiene che la distribuzione di massa delle stelle alla nascita (IMF1) sia il risultato della distribuzione di massa dei nuclei stellari dai quali le stelle stesse hanno avuto origine (CMF2). Si tratta di una conseguenza dedotta dall'analisi delle nubi molecolari a noi vicine e che a inizio 2018 sembra essere stata messa in discussione dallo studio della nube W43-MM1 portato avanti da un team di astronomi internazionali. Il campione della originaria deduzione non sembra rappresentativo dell'intera popolazione di nubi molecolari esistente, né in termini di densità né di  altre caratteristiche. Le osservazioni di ALMA hanno consentito di stabilire relazioni tra distribuzione di nuclei stellari e stelle con masse tra quella solare e decine di volte la massa solare, con il risultato finale che la distribuzione stellare non segue la Legge di Salpeter: esiste una sovrabbondanza di nuclei massicci mentre quelli più piccoli sono sotto-rappresentati. Viene quindi messa in discussione la relazione CMF-IMF e anche, di conseguenza, la natura universale della legge del 1955: la dstribuzione di massa delle giovani stelle potrebbe non essere la stessa ovunque. Sempre Atacama Large Millimeter Array (ALMA), a fine 2019, ha contribuito ad approfondire il tema, scoprendo nella Nebulosa Zampa di Gatto (NGC 6334, distante 5.500 anni luce) la presenza di nuclei protostellari densi molto più massivi di quelli osservati nelle vicinanze solari, dimostrando uno stretto legame tra massa dei filamenti interstellari e distribuzione di massa stellare. Sapendo che le stelle non nascono da nubi sferiche ma da filamenti più densi e freddi che, raggiunta una media di cinque masse solari, collassano, i dati storici di Herschel hanno dimostrato come i filamenti stellari prossimi al Sole hanno una lunghezza più o meno simile (0.3 anni luce) e come le masse stellari siano tipicamente intorno a 0.3 masse solari. E' andando più distante - cosa che il satellite Herschel non poteva fare - che le cose cambiano: a fronte di una frammentazione qualitativa molto simile per i filamenti interstellari, la massa caratteristica delle condensazioni protostellari aumenta con la densità lineare dei filamenti. Ora la domanda aperta si è spostata a monte: quale è l'origine della distribuzione della densità dei filamenti stellari? Un ruolo cruciale potrebbe essere giocato dal campo magnetico ma per rispondere occorreranno maggiori dettagli dai futuri osservatori (Y. Shimajiri et al. Probing fragmentation and velocity sub-structure in the massive NGC 6334 filament with ALMAAstronomy & Astrophysics - 2019).

Filamento interstellare. Crediti ArTéMiS team/ESO/VISTA
Filamento interstellare. Crediti ArTéMiS team/ESO/VISTA

E' comunque la frammentazione che determina la nascita di una molteplicità di stelle a partire da una stessa nebulosa. In particolare si parla di ammassi di stelle, di ammassi aperti, sulla cui formazione non esiste una idea condivisa sebbene lo strumento SOFIA abbia rivelato come il trigger principale potrebbe risiedere nella collisione di nubi molecolari giganti (approfondisci). Una mano nella comprensione della formazione di stelle più o meno massive potrà venire dall'analisi delle così dette "Yellowballs", oggetti visibili in infrarosso scoperti grazie all'azione di appassionati di Zoouniverse e da allora target di osservazione di strumenti come Spitzer. Si tratta di zone ancora non spazzate dal vento delle stelle nascenti e che consentono, quindi, una analisi delle condizioni iniziali che portano alla formazione di stelle più o meno massive.

Il ruolo del campo magnetico e l'evoluzione della formazione stellare nel tempo

Uno 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. Il Modello Cosmologico Standard prevede un 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, senza lasciar nulla a disposizione per l'attuale formazione stellare e invece oggi vediamo che molte galassie stanno ancora formando stelle. La discrepanza costringe a studiare e una delle soluzioni proposte riguarda meccanismi di rallentamento, di "feedback", come quelli indotti dalle supernovae o dagli AGN . 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 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. 

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 così 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).

L'accrescimento e gli oggetti Herbig-Haro

Stiamo parlando di formazione stellare, ma la stella ancora non si è formata: siamo soltanto in presenza di un centro di accumulazione di massa in grado di acquisire ulteriore gas in via gravitazionale. Iniziata la fase di contrazione e di frammentazione della nube, quindi, l’oggetto che si sta formando al centro - la protostella - va incontro ad una fase di accrescimento, fase durante la quale la massa si accumula nel centro, sulla protostella. Il materiale che va ad addensarsi a ridosso della protostella dà vita a una sorta di bozzolo in grado di nascondere del tutto, ai nostri occhi, la stella in formazione. Come accennato, soltanto tramite osservatori a infrarossi è stato possibile osservare questa fase. Spesso questi bozzoli si stagliano contro il resto della nube molecolare, accesa nell'idrogeno e quindi caratterizzata da un color rosso più o meno acceso. La silhouette scura del bozzolo va a bloccare questa radiazione retrostante dando vita a macchie scure che vengono chiamate globuli di Bok. All'interno dei globuli di Bok si realizza la formazione stellare e molto spesso questa formazione va a generare un sistema binario , cosa testimoniata dalla forma molto spesso allungata della solhouette stessa. Si tratta di oggetti la cui massa media va da 10 a 50 masse solari, con un diametro di circa un anno luce. Il nome è dovuto a Bart Bok, che per primo li osservò negli anni Quaranta del secolo scorso e che per primo ipotizzò un processo attivo di formazione stellare al loro interno, cosa poi confermata dopo mezzo secolo dalle osservazioni in infrarosso.

Un globulo di Bok osservato dal telscopio spaziale Hubble. Crediti HST/NASA/ESA
Un globulo di Bok osservato dal telscopio spaziale Hubble.
Crediti HST/NASA/ESA

Tralasciamo per un attimo il fatto che da una nube nascano più stelle e concentriamoci su un singolo punto di accrescimento di materia, su una singola protostella . La massa dell'oggetto centrale, la protostella appunto, si fa sempre più grande e di conseguenza aumenta la sua forza attrattiva del materiale gassoso più esterno. Aumenta la densità e aumenta l'opacità del nocciolo centrale ma intorno a questo nocciolo il gas smette di cadere direttamente per disporsi in un disco intorno alla protostella. Il disco è chiamato disco di accrescimento ed è dovuto al moto rotazionale della nube di origine, moto che viene conservato in seguito all'accentrarsi della massa. Una massa rinchiusa in un volume più piccolo tende a ruotare più velocemente e questa rotazione determina un appiattimento della struttura dando vita, appunto, a un disco. Il veloce moto del disco riesce a dissipare il momento angolare della materia che affluisce e che, in caso contrario, andrebbe ad accentrarsi nella protostella facendola ruotare talmente velocemente da distruggerla.

Il processo di accrescimento, in ballo a diverse scale nei modelli teorici di formazione stellare ma anche di morte stellare, trova una conferma universale nelle osservazioni dell'effetto propeller, effetto per il quale il materiale del disco non riesce più a raggiungere la stella venendo invece respinto. I motivi sono legati essenzialmente a una rotazione  troppo veloce del corpo centrale unitamente al campo magnetico . Una stella di neutroni che effettua centinaia di rotazioni al secondo e che è dotata di un campo magnetico fortissimo, ad esempio, non va ad accrescere massa ma la respinge sebbene questa materia cada a velocità che rappresentano frazioni non trascurabili della velocità della luce. Questo meccanismo di cessazione di accrescimento è stato verificato per diverse sorgenti, dalle stelle di neutroni alle stelle nascenti passando per le nane bianche, rivelando una universalità del processo. Il momento in cui il propeller si innesca viene evidenziato da un calo di luminosità del corpo celeste come conseguenza dell'allontanamento del materiale in caduta. Il processo si rinviene per corpi celesti con rotazioni che vanno da millisecondi a giorni e per campi magnetici dall'intensità molto diversa.

Esistono casi in cui il disco protostellare viene ad assumere una struttura a bracci, esattamente come le galassie a spirale. Una delle osservazioni in tal senso è firmata da ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) nel 2019 ma la teoria aveva previsto già da anni, con i bracci a giocare un ruolo chiave nella distribuzione del momento angolare all'interno del disco. Esistono dei bracci nel disco protoplanetario intorno a stelle un po' più evolute, ma sembrano dipendere dall'interazione con pianeti già in formazione: in questo caso però i bracci sono legati esclusivamente al materiale in caduta verso la stella, per la precisione l'oggetto HH 111 distante 1300 anni luce in Orione. L'età è di appena mezzo milione di anni, con massa di poco superiore alla metà della massa solare (Chin-Fei Lee et al. Spiral structures in an embedded protostellar disk driven by envelope accretionNature Astronomy - 2019).

Il getto di HH 111
Il getto di HH 111

Stelle in formazione sono quindi solitamente accompagnate da un disco di accrescimento ma le osservazioni di Chandra in banda X e di Spitzer in infrarosso hanno evidenziato la presenza di stelle prive di questa struttura all'interno dell'ammasso del Serpente. Le stelle sono molto giovani ma più che averle riprese in un momento antecedente alla formazione del disco è più probabile che il disco stesso sia andato perduto a causa di interazioni gravitazionali interne all'ammasso. I dischi vengono dissipati in pochi milioni di anni, lasciando sgombra la visuale della stella e soprattutto lasciando, spesso, pianeti intorno ad essa. L'osservazione è stata resa possibile attraverso la combinazione di dati X e infrarossi, sfruttando il fatto che stelle molto giovani siano sorgenti X e che intorno a queste sorgenti Spitzer non sia riuscito a individuare una controparte infrarossa.  

Un piccolo disco di accrescimento è stato invece scoperto, a settembre 2018, intorno a una delle più giovani protostelle scoperte alla data tramite le osservazioni di ALMA e la scoperta ha posto un vincolo più forte sulla teoria di formazione dei dischi anticipando la loro formazione rispetto a quanto non si fosse pensatofino ad allora. In più è stato osservato un flusso rotante in uscita che potrebbe rappresentare un vento in grado di diminuire il momento agolare del disco facilitandone la formazione. L'osservazione sembra remare a favore di una linearità tra crescita del raggio del disco e aumento della massa della protostella, spezzando una lancia a favore del paradigma "crescita rapida e precoce". Il disco è stato osservato intorno alla protostella HH 211 in Perseo

Il disco di accrescimento di HH 211. Crediti ALMA/ESO
Il disco di accrescimento di HH 211. Crediti ALMA/ESO

Maggiore è la massa iniziale e più veloce sarà il processo di accumulazione di materia e quindi di accrescimento. Parallelamente alla massa cresce anche la temperatura della protostella ed è proprio l'aumento di temperatura che inizia a fronteggiare l'accrescimento, rallentandolo senza bloccarlo. La presenza dei campi magnetici, alimentati dal movimento del materiale ionizzato dalla tempertura raggiunta, determina la creazione di due getti perpendicolari al disco di accrescimento e chiamati Oggetti di Herbig-Haro o più semplicemente Oggetti HH. Inizialmente si ritenevano i getti HH tipici delle stelle di piccola e media massa ma l'osservazione di getti lunghi 36 anni luce in uscita da una protostella di dodici masse solari all'interno della Grande Nube di Magellano ha evidenziato come il processo sia universale e prescinda dalla massa in gioco ("A parsec-scale optical jet from a massive young star in the Large Magellanic Cloud" - Nature, 2018 e R. Fedriani et al. "Measuring the ionisation fraction in a jet from a massive protostar"Nature Communications - 2019). Un processo che sembra quindi accomunare le stelle a prescindere dalla massa, anche se continuano a scontrarsi diverse teorie per la formazione di stelle con masse superiori alle otto masse solari. Una teoria vede la formazione di nuclei molto massicci, aggregazioni di gas diverse volte più grandi rispetto alle stelle che alla fine usciranno formate (top-down). Per stelle massicce questo nucleo dovrebbe essere di circa 30 masse solari almeno. Altra teoria vede più nuclei minori andare a formarne uno più grande (bottom-up): i nuclei competono tra di loro per il materiale della nube fino a che il più grande non inizia a dominare sugli altri. 

Osservazioni di ALMA hanno evidenziato come le stelle nascenti mostrino in realtà la presenza di due tipologie di espulsione di materiale: una sotto forma di getto veloce e una sotto forma di outflow più lento, con il secondo che nasce prima del getto.

Oggetto di Herbig Haro HH24. Crediti Hubble Space Telescope
Oggetto di Herbig Haro HH24. Crediti Hubble Space Telescope

Fusione del deuterio

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 rispetto a quella necessaria a fondere l'idrogeno ma e' anche un processo meno efficiente. La stella non riesce a raggiungere il proprio equilibrio e la fusione consente esclusivamente di rallentare ulteriormente 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 metà. L'avvio della fusione del deuterio fa sì, inoltre, che parte dell’involucro gassoso e polveroso della protostella possa essere dissipato il che avvia una fase di variabilità luminosa dell’oggetto. Le variabili “FUOr” (dal nome della progenitrice FU Orionis) e le stelle T-Tauri sono protostelle che attraversano questa fase evolutiva, fase nota come “pre-sequenza” con riferimento alla successiva fase, quella di sequenza principale .

L'accrescimento di una stella di pre-sequenza principale, nonostante il disco protoplanetario possa estendersi fino a 100 UA e oltre, dipende da quanto accade entro le 0.1 UA di distanza dall'astro centrale, dove comandano radiazione (fino a mille gradi di temperatura impressi al disco interno) e campo magnetico stellare. L'accrescimento avviene quindi attraverso dei canali magnetici nei quali il gas viene strappato dal disco e lasciato libero di cadere sulla superficie stellare a diverse centinaia di chilometri al secondo. Proprio sulla superficie stellare viene a crearsi uno shock, con riscaldamento repentino del materiale in caduta fino a un milione di gradi. Il gas nella regione emette in ultravioletto e in raggi X e proprio questo consente di studiare l'accrescimento di stelle di pre-sequenza, determinando ad esempio il tasso di caduta del materiale. C'è un problema, tuttavia: il valore ottenuto in ultravioletto è solitamente superiore a quello ottenuto in raggi X. La soluzione al problema sta in un modulo di trasporto radiativo da utilizzare con il modello magnetoidrodinamico, con simulazioni che sono riuscite a riprodurre la colonna di gas in accrescimento sulla stella, colonna che risente anche del feedback dalla superficie stellare. Il gas nella regione pre-shock può superare i centomila gradi divenendo sorgente ultravioletto e proprio l'inizio anticipato dell'emissione UV determina la discrepanza osservata (Astronomy & Astrophysics - “Effects of Radiation in Accretion Regions of Classical T Tauri Stars: Pre-heating of accretion column in non-LTE regime“ - Salvatore Colombo).

Rappresentazione della colonna di accrescimento. Crediti S.Colombo et al.
Rappresentazione della colonna di accrescimento. Crediti S.Colombo et al.

La fase di accrescimento con tutte le sue caratteristiche osservabili (eventuale disco, getti di Herbig-Haro, variabilità) 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. 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. 

Una protostella, quindi, passa attraverso diverse fasi che portano a una classificazione in tre gruppi: 

  • Protostella di classe I - protostelle più giovani ancora circondate dal gas della nebulosa e ancora in fase di accrescimento; 
  • Protostella di classe II - età intermedia, con una fase di accrescimento dalla nebulosa terminata ma con un possibile accrescimento dal disco di gas e polvere che in futuro potrebbe generare pianeti;
  • Protostella di classe III - stelle più evolute, prossime all'avvio delle fusioni nucleari tipiche di sequenza principale. Non si accrescono più, hanno disperso il proprio disco e si stanno contraendo fino a accensione.

Le proto-stelle sono astri variabili e la variabilità dipende dall'attività magnetica sotto forma di flare, faculae, protuberanze ed altro, fenomeni tutti molto intensi data la forza del campo magnetico delle stelle giovani. Anche la rotazione influisce molto sul campo magnetico stellare e quindi sulla variabilità, come testimonia uno studio del 2019 basato sull'analisi ottica e a raggi X  di 74 stelle nell'ammasso aperto NGC 2264. All'interno dell'ammasso aperto le stelle con una variabilità dipendente soprattutto dalla presenza di macchie hanno rotazioni più lente rispetto alle stelle dominate da una attività esplosiva (flare, faculae) (Astronomy & Astrophysics - “CSI2264: Simultaneous optical and X-ray variability in the pre-main sequence stars of NGC2264. II: Photometric variability, magnetic activity, and rotation in class III objects and stars with transition disks“ - M. G. Guarcello).

Regione di formazione stellare. Crediti Spitzer
Una nube di gas ricca di bolle soffiate dal vento e dalla radiazione delle giovani e massive stelle. Ciascuna bolla contiene centinaia o migliaia di stelle derivanti zone più dense di gas e polvere e ha una dimensione tra 10 e 30 anni luce.
Stimare l'esatta dimensione non è comunque un compito semplice data la distanza non facilmente determinabile. Le venature più scure sono regioni particolarmente dense di gas e polvere all'interno delle quali, probabilmente, stanno nascendo ancora più stelle. Il blu rappresenta la radiazione stellare, il verde le molecole organiche (idrocarburi) e il rosso la polvere calda, con codificazione ottenuta dai dati infrarossi di Spitzer Space Telescoe. Risultano visibili anche quattro archi, fronti d'urto del vento stellare che sbatte sul mezzo interstellare.
La regione immortalata si trova nella Via Lattea, nella costellazione dell'Aquila.

 

Ultimo aggiornamento del: 05/12/2019 20:54:06