Nebulose
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Le nebulose diffuse.

Come sappiamo, tutti quegli oggetti[1] che gli antichi astronomi avevano osservato e chiamavano nebulae o stellae nebulosae (cioè piccole nubi o stelle nebulose) si rivelarono all’oculare del telescopio, da Galileo in poi, formati da stelle troppo piccole per essere distinte ad occhio nudo. Per la verità molte nebulose (nessuna delle quali, peraltro, visibile ad occhio nudo[2]) rimanevano ostinatamente nebulose anche negli strumenti che via via aumentavano di potenza. Ma la convinzione che tutte, prima o poi, sarebbero state risolte quando gli strumenti avessero raggiunto una potenza adeguata, resistette fino ai tempi di William Herschel.

E proprio lo stesso Herschel, come testimonia il figlio John in Outlines of Astronomy[3], avanzò per primo l’ipotesi che una “gassosa e (per così dire) elementare forma di luminosa materia siderale”, la cui esistenza era stata peraltro già ipotizzata dai primi osservatori di oggetti nebulosi[4], potesse dar luogo, in seguito a collasso gravitazionale, alla formazione di stelle.

Anche se in precedenza erano state avanzata altre interessanti ipotesi sulla natura delle nebulose, possiamo considerare quello di Herschel il primo abbozzo della cosiddetta ipotesi nebulare sulla formazione delle stelle: infatti è la prima, crediamo, che si basi sull’azione della forza di gravità. Certo, si sarebbe dovuto aspettare più di un secolo per separare definitivamente le nebulose vere e proprie dalle galassie, anche se già nel 1864 Huggins, grazie alla spettroscopia, ne aveva stabilito la diversità dimostrando che le nebulose vere e proprie non sono ammassi di stelle, ma di gas.

Le nebulose diffuse sono dunque nubi di materia interstellare, rarefatti ma estremamente estesi agglomerati di gas e polveri. Se sufficientemente estese e massive, esse, come aveva ipotizzato Herschel, sono frequentemente zone di formazione stellare, generando perciò associazioni o ammassi di stelle.

Gas e polveri, di per sé, non sono affatto luminosi: se non c’è nulla che in qualche modo le illumini, non sono che materia oscura, materia di cui la Galassia è estremamente ricca, soprattutto nelle regioni del disco, e che contribuisce ad attenuare lo splendore delle stelle e degli oggetti celesti  più lontani[5]. Ma, quando all’interno della nebulosa o nelle sue vicinanze ci sono stelle di recente formazione, le cose possono cambiare: alcune delle giovani stelle sono a volte così massive e calde che la loro intensa emissione nell'ultravioletto può eccitare il gas della nebulosa (soprattutto idrogeno) al punto da fargli emettere luce: in tal caso la nebulosa è detta nebulosa ad emissione, e nelle fotografie si vede sempre rossa, perché nel dominio del visibile l'idrogeno emette una caratteristica luce rossa; il colore é però presente solo in fotografia: l'intensità della radiazione é troppo debole perché l'occhio possa coglierne il colore, e la nebulosa viene vista, all’osservazione visuale, come una fioca luminescenza grigio-verdastra.

Se le stelle non sono abbastanza calde, la loro luce viene semplicemente riflessa o diffusa dalla polvere e può essere vista bianca o azzurrastra come nebulosa a riflessione.

Le nebulose oscure, infine, sono nubi di gas e polvere interstellare che, semplicemente, impediscono alla luce delle stelle al di là di esse di giungere fino a noi. Fisicamente non differiscono dalle nebulose a riflessione, appaiono diverse soltanto a causa della posizione relativa di stelle, nebulosa e Terra.

Buona parte delle nebulose più note e spettacolari, quali ad esempio la Grande Nebulosa di Orione (M42) e la Nebulosa Trifida nel Sagittario (M20) presentano un insieme delle tre tipologie. E, in alcuni casi (Nebulosa Testa di Cavallo, in Orione) le nebulose oscure offrono spettacoli fotografici di straordinaria suggestione. Ma, dal punto di vista dello studioso, le nebulose più interessanti sono certamente quelle ad emissione, dato che ad esse, necessariamente, devono essere associate stelle che emettono radiazione ad alta energia, e quindi molto giovani: il che offre, ovviamente, occasione di studio sulle fasi iniziali dell’evoluzione stellare e, addirittura, sugli istanti iniziali della nascita di nuove stelle (vedi la scheda di M16, nella costellazione del Serpente).

Ma ci sono altri oggetti che chiamiamo col nome di nebulose, e che sono estremamente diversi da quelli che sinora abbiamo visto.

Le nebulose planetarie.

“Le Nebulose Planetarie sono oggetti veramente straordinari. Esse hanno, come comporta il loro nome, una grande, in qualche caso perfetta, somiglianza con i pianeti, presentando un disco rotondo, o appena ovale, in alcuni casi perfettamente delineato, in altri un po’ nebuloso o sfumato ai bordi. La loro luce è in alcune perfettamente uniforme, in altre screziato e con una struttura veramente peculiare, come se fosse coagulata. Esse sono oggetti relativamente rari…”

Abbiamo voluto iniziare il paragrafo sulle nebulose planetarie riportando, testualmente, l’introduzione alla loro trattazione che fa John Herschel in quel capolavoro della divulgazione scientifica che è il suo Outlines of Astronomy[6]. Per quel che riguarda l’osservazione amatoriale, infatti, la sua descrizione è tuttora perfettamente calzante.

Malgrado il nome con cui vengono designate, non hanno nulla a che spartire con i pianeti: pare abbiano ricevuto tale denominazione nel 1785 da W. Herschel, che avrebbe paragonato il loro aspetto a quello del pianeta Urano, da lui scoperto nel 1781. Poiché però Darquier, nel 1779, aveva paragonato M57 ad un evanescente pianeta, è possibile che Herschel, al corrente di tale descrizione, l’abbia semplicemente estesa a tutta la classe di tali oggetti.

Le nebulose planetarie che possiamo osservare con mezzi amatoriali sono tutte membri della nostra galassia ed ognuna di esse è associata con una piccola e caldissima stella centrale la cui temperatura superficiale va dai 25.000 ai 200.000 K: le cosiddette nane bianche. Queste stelle dense e massive sono circondate da un guscio di gas rarefatto che viene eccitato dalla radiazione ultravioletta della stella. Il volume del guscio gassoso è enorme mentre la sua densità è talmente bassa da poter essere di pochi atomi per centimetro cubo: in perfetto contrasto con la densità della stella centrale, che può raggiungere anche le parecchie tonnellate per centimetro cubo. La presenza della nana bianca al centro e il guscio di gas in espansione testimoniano che le nebulose planetarie sono il risultato di un evento catastrofico di cui la stella centrale rappresenta il nucleo collassato e il guscio gli strati esterni eiettati dall’esplosione. n questo caso, la nebulosa planetaria potrebbe essere, almeno in alcuni casi, un’ulteriore fase evolutiva rispetto allo stadio di gigante rossa[7].

In sintesi, la teoria spiega la genesi di una tipica nebulosa planetaria secondo il seguente modello: quando una stella di massa paragonabile a quella del nostro Sole è prossima all’esaurimento del suo combustibile nucleare, il bruciamento dell’idrogeno prima (durante la fase di sequenza principale) e successivamente dell’elio (durante la fase di gigante rossa) nel nucleo termina e la fusione dell'elio continua negli strati esterni al nucleo stesso. Questo processo porta all'espansione della stella e provoca una pulsazione degli strati esterni (variabili a lungo periodo tipo Mira), che la rende estremamente instabile e causa la perdita di parte della massa in un intenso vento stellare. L'instabilità termina con l'espulsione di una parte significativa della massa dell'astro sotto forma di un guscio in espansione. Della stella rimane il nucleo, un piccolo astro estremamente caldo che emette radiazioni altamente energetiche. Il guscio di gas in espansione brilla per l'eccitazione provocata dalla radiazione ad alta energia emessa dalla stella centrale, la materia del guscio viene quindi accelerata ulteriormente cosicché, nel tempo, l'espansione aumenta di velocità. Il guscio di gas risplende divenendo così visibile come una nebulosa planetaria. Nelle lunghe esposizioni, la materia emessa nella fase di variabile tipo Mira, può essere rilevata come un esteso alone che circonda molte nebulose planetarie.

La prima nebulosa planetaria ad essere scoperta fu M27 nella costellazione della Vulpecula, che Charles Messier scoprì il 12 luglio 1764. La somiglianza visiva con un pianeta fu data per la prima volta da Darquier, lo scopritore di M57 (nella Lyra). Il nome Nebulosa Planetaria fu probabilmente ideato da William Herschel 1784-1785. Il 13 novembre 1790, Herschel trovò la nebulosa planetaria NGC1514 (la sua H IV 69) che ha una stella centrale estremamente luminosa, il che lo convinse che le nebulose planetarie sono materiali nebulosi (gas o polveri) associati ad una stella centrale e non ammassi non risolti come si pensava in precedenza.

La radiazione emessa dalle nebulose planetarie è rilevante per via del loro spettro particolare, come fu scoperto per NGC6543 (nota anche come Nebulosa Occhio di Gatto, non inclusa nel catalogo di Messier) da William Huggins, astrofilo inglese e pioniere della spettroscopia astronomica e pubblicato nel Nineteenth Century Review del giugno 1897 (secondo Hynes). Come per le nebulose gassose ad emissione, lo spettro delle planetarie è formato di linee in emissione ma il 90-95% della luce visibile viene emessa in una linea sola! Questa Linea nebulare principale si trova a 500,7 nm (5.007 Angstrom), nella parte verde dello spettro. Questo è il motivo per cui la loro luminosità differisce sensibilmente se determinata con metodi differenti: questi oggetti spesso sono molto più luminosi visualmente (oltre 2 magnitudini, un fattore superiore a 6) che fotograficamente perché la linea a 5.007 Angstrom è prossima alla regione di massima sensibilità dell'occhio umano. Inoltre, le pellicole spesso sono meno sensibili alla parte verde dello spettro è difficile quindi ottenere delle immagini a colori reali delle nebulose planetarie. Ai tempi della scoperta, la linea a 5.007 Angstrom non poté essere attribuita a nessun elemento conosciuto, Higgins ipotizzò che doveva essere emessa da una sostanza allora ignota che venne chiamata nebulium. Solo 60 anni più tardi fu identificato lo spettro del nebulium (dall'astrofisico americano I. S. Bowen) e si scoprì che era prodotto dalle linee proibite del normale ossigeno ionizzato due volte, [OIII] (con le parentesi quadre). Oltre alle linee del nebulium [OIII], negli spettri delle nebulose planetarie sono presenti, con minore intensità, altre linee di emissione. Tra queste molte linee proibite dell'ossigeno ionizzato, del neon, dell'azoto ed altri elementi abbondanti, così come linee permesse dell'idrogeno e dell'elio e linee fluorescenti dell'OIII nel caso di forti emissioni di HeII. Alla base di tutte queste linee, si rileva la presenza molto debole di un continuum, dovuto all'interazione tra elettroni e ioni.

In 10-13 miliardi di anni, il nostro Sole raggiungerà probabilmente questo stadio dell'evoluzione, attualmente ha un'età di 4,7 miliardi di anni, abbiamo un po’ di tempo quindi prima che ciò accada.

Paragonata ai tempi dell'evoluzione stellare, la durata della nebulosa planetaria ha breve vita, essendo visibile per qualche migliaio o decina di migliaia di anni, prima di scomparire con la dissoluzione della materia nello spazio cosmico circostante, andando ad arricchire la materia interstellare con carbonio, ossigeno ed altri elementi. Il nucleo centrale si raffredda diventando una nana bianca. Questo è il motivo per cui nonostante ci siano moltissime stelle come il Sole tra le centinaia di miliardi della nostra galassia Via Lattea che si trovano in questa fase (specialmente negli ammassi globulari), ci sono solo circa 10.000 nebulose planetarie (di cui solo 1.500 possono essere ancora rivelate, le altre sono nascoste dalla polvere interstellare); di 150 ammassi globulari, ciascuno dei quali conta diverse centinaia di migliaia di stelle, solo in 4 sono state scoperte: in M15 (che potrebbe contenerne fino a due secondo Peterson (nel 1976), ma la seconda da allora non è ancora stata confermata), in M22, si troverebbe a 3 minuti d'arco dall'ammasso globulare NGC6401 (vedi Peterson, 1977), ed infine quella scoperta recentemente in NGC6441 (Jacoby e Fullerton 1997).

Considerato che la fase di nebulosa planetaria sopraggiunge nella parte avanzata della vita di una stella, generalmente sono assenti dagli ammassi aperti, poiché questi sciami stellari tendono a dissolversi in tempi molto più brevi di quelli necessari affinché una stella riesca ad evolversi in questo tipo di oggetto: solo pochi ammassi vivono oltre un miliardo di anni e le planetarie si verificano per stelle con meno di 3 masse solari (quelle più massive esplodono come supernovae). Queste stelle di piccola massa passano ben oltre un miliardo di anni nella sequenza principale intanto che si alimentano dell'idrogeno di cui sono composte. Queste argomentazioni sono in ogni caso confutabili poiché un certo numero di stelle nane bianche sono state scoperte in ammassi giovani, come M45, Le Pleiadi: questi astri devono aver iniziato la loro esistenza con molta massa evolvendo rapidamente ma devono aver in seguito perso una porzione significativa della massa, probabilmente sotto forma di forti venti stellari e devono essersi evolute nella fase di nebulose planetarie. Sembra sia così perché, a causa della brevità di questa fase, è stata scoperta solo una planetaria NGC2818, in un ammasso aperto abbastanza vecchio NGC2818A. Nel caso più noto della nebulosa planetaria NGC2438, che si trova nella stessa direzione di M46, sembra si tratti di un allineamento casuale.

Il processo di raffreddamento di una nana bianca si protrae sino a che, dopo diversi miliardi di anni, tutta l'energia termica è stata irradiata e la stella entra nella sua stabile fase terminale di nana nera. L'universo al momento è probabilmente ancora troppo giovane acciocché siffatti oggetti abbiano avuto il tempo di formarsi.

Le nebulose planetarie sono spesso catalogate in base al loro aspetto, secondo lo schema di Vorontsov-Velyaminov:

1  Immagine stellare

2  Disco debole (a, più luminoso verso il centro; b, luminosità uniforme; c, tracce di una struttura ad anello)

3  Disco irregolare (a, distribuzione della luminosità molto irregolare; b, tracce della struttura anulare)

4  Struttura anulare

5  Forma irregolare, simile ad una nebulosa diffusa

6  Forma anomala

Strutture più complesse sono caratterizzate dalla combinazione degli aspetti sopra elencati come "4+2" (anello e disco) o "4+4" (due anelli). Alcuni cataloghi usano le parentesi al posto del segno “+”: 4(2), 4(4), ecc.