Le nebulose oscure, a riflessione e ad emissione

I bracci a spirale della Galassia contengono stelle, gas e polveri. Il gas e le polveri sono diffusi nello spazio o addensati in nubi chiamate nebulose. Le nebulose (talvolta dette nebulose diffuse) possono essere brillanti od oscure. Gas e polveri formano insieme il mezzo interstellare. Anche se lo spazio fra le stelle è riempito di tale mezzo, lo spazio è praticamente "vuoto": 1 cm³ di aria al livello del mare contiene 3 x 10¹⁹ molecole, lo stesso cm cubico preso in un punto a caso nel gas interstellare conterrebbe solo 1 atomo di idrogeno. Un atomo rispetto a 3 x 10¹⁹ molecole, che è un numero grandissimo, è praticamente niente. Ma la Galassia è molto grande, ma la massa totale del gas in essa disperso è equivalente a quella di 4 miliardi di Soli, che è una componente non trascurabile del sistema galattico, visto che la massa delle stelle della Galassia corrisponde ca. a quella di 100/200 miliardi di volte la massa solare. La densità del mezzo interstellare non è chiaramente sempre 1 atomo come già detto, ma può anche essere da qualche parte, ma specialmente nei bracci di spirale, da 50 a 200/300 volte più elevata e può dare origine a nebulosità di vario tipo. Anche in tal caso si tratterebbe di materia altamente rarefatta in un vuoto assolutamente irriproducibile sulla Terra. La temperatura di tale gas interstellare è di circa 50 K (-220°C). Il gas interstellare ha una composizione simile a quella delle stelle della sequenza principale. In numero di particelle: per ogni 10 atomi di idrogeno ve n'è 1 di elio e nel totale qualche traccia di altri atomi. Là dove la materia interstellare, gas e polveri, è più densa, si ha formazione di nubi o nebulose. Da tale materia densa nascono molte stelle, in media nasce 1 stella al mese nella nostra galassia. La formazione stellare inizia a partire dalla contrazione dei globuli scuri che si vedono all'interno di molte nebulose (globuli di Bok, dal nome dell'astronomo olandese degli anni '50). Le regioni di intensa formazione stellare (come M42) emettono fortemente nell'infrarosso perché la luce delle stelle neonate, passando attraverso le polveri che circondano le zone di astrogenesi, viene assorbita e si arrossa. Sono, inoltre, diffusi anche elementi come il carbonio e l'ossigeno, nonché atomi di azoto, silicio e zolfo, atomi, questi ultimi che non appaiono isolati, ma raggruppati anche in molecole alcune delle quali sono organiche (molecole complesse a base di carbonio). Fra esse, molecole di formaldeide e di acido formico. Si è anche scoperto alcol etilico in grandi quantità.

Nebulose oscure

Vi sono nubi immense, aventi dimensioni di molti parsec, composte in buona parte di polvere. Per questo, quando si tratta di nubi oscure abbastanza vicine, entro 1000 parsec, si ha anche un totale assorbimento della luce proveniente dalle stelle che si trovano al di là della nube. Una particolare categoria di nubi oscure è quella dei c.d. globuli (ad esempio i globuli di Bok), osservabili per contrasto quando si trovano sullo sfondo chiaro delle nebulose brillanti o di campi stellari densi. Il nome è dovuto alla loro forma ovale o rotonda e alle dimensioni angolari di pochi secondi d'arco corrispondenti, per una distanza di 1.000 parsec (un valore limite superiore), a un intervallo compreso tra poche migliaia e 100.000 U.A. sono molto densi rispetto alle nubi oscure: indeboliscono di 5 magnitudini e anche più la luminosità degli oggetti dello sfondo. La via più corretta per determinare l'assorbimento interstellare è quella basata sul c.d. arrossamento interstellare. Ad esempio, più ci si allontana da una sorgente luminosa , più questa tende sa divenire rossastra. Il Sole infatti al tramonto è rosso: ciò si spiega con la diffusione della luce prodotta dalle particelle atmosferiche; la luce del Sole arriva sull'atmosfera prima di arrivare da noi; ma viene diffusa dalle molecole dell'aria in tutte le direzioni. Le radiazioni di lunghezza d'onda minore (violetto e blu) sono però maggiormente diffuse rispetto a quelle di lunghezza d'onda maggiore (giallo e rosso). La luce azzurra, diffusa dalle molecole dell'aria viene deviata dalla direzione originale (dal Sole all'osservatore) mentre quella gialla e rossa proseguono sino all'osservatore, che vede il Sole non del colore che avrebbe visto fuori dell'atmosfera, ma un po' più giallo, in quanto la componente azzurra è stata sparpagliata. Possiamo determinare il tipo spettrale di una stella lontana dall'esame delle righe di assorbimento. Il tipo spettrale determina la temperatura della stella e questa a sua volta determina il colore vero di essa. Ciò ci permette di ricavare l'indice di colore che la stella dovrebbe avere. Se confrontiamo l'indice di colore così ottenuto con quello osservato (differenza che si chiama eccesso di colore) possiamo fare una precisa stima dell'effetto di arrossamento; e da questa, una valutazione della quantità di polveri che devono essere state presenti sul cammino della luce della stella per produrre l'arrossamento osservato e conseguentemente una stima dell'indebolimento subito dalla stella. Oltre allo spettro si può anche usare un fotometro e fare osservazioni a tre lunghezze d'onda differenti. Apportate le dovute correzioni, si potranno determinare le distanze stellari. Sebbene si dice che le nubi di polvere assorbono la radiazione stellare, in realtà prevale il meccanismo della diffusione. Di solito si parla di assorbimento perché l'effetto per l'osservatore è, nei due casi, lo stesso: una diminuzione della radiazione in arrivo a causa della interposta nube di polvere Se però vi è diffusione, l'effetto dovrebbe essere analogo a quello osservato nella nostra atmosfera quando è illuminata dalla luce solare. La nube dovrebbe essere illuminata.

Nebulose a riflessione

Purtroppo tale illuminazione è molto bassa e, generalmente, sappiamo dell'esistenza di una nube solo da misure di attenuazione della luce. Ma se nella nube o nei suoi pressi, vi è una stella luminosa la nube può risultare illuminata al punto di essere vista e fotografata (la polvere riflette la luce delle stella). Si parla allora di nube o nebulosa a riflessione. Come ad esempio quella attorno alle Pleiadi. Poiché la radiazione blu è maggiormente diffusa di quella rossa, della radiazione proveniente dalla stella e diffusa nella nebulosa è prevalentemente la parte blu. Quindi la stella ci appare un po' più rossa di come è in realtà e la nube ci appare un po' più blu della stella. Solo una stella molto rossa (con temperatura molto bassa) potrebbe essere circondata da una nebulosità di colore rossastro, ma una stella bianca o azzurra (ad alta temperatura) è circondata, se lo è, solo da nebulosità di colore blu. Tali nebulose appaiono azzurre perché la polvere diffonde solo le lunghezze d'onda più corte.

Nebulose ad emissione

(Regioni HII): Prendiamo ad esempio la nebulosa di Orione (e lo stesso è anche, ad es., per la Nebulosa Nord America nel Cigno): l'idrogeno della nube viene eccitato e ionizzato dalla luce ultravioletta delle stelle presenti nella regione (ad esempio il Trapezio di Orione o Tetha Orionis). Quando si ha la ricombinazione fra nuclei ed elettroni, il gas emette luce di lunghezza d'onda caratteristiche, fra cui la più forte è la c.d. H Alpha della "Serie di Balmer" che dà il caratteristico colore rosso presente in molte foto di alcune nebulose. L'occhio umano è più sensibile però alla radiazione dell'ossigeno doppiamente ionizzato di colore verde, ed è per questo che visualmente al telescopio, tali nebulose appaiono di colore verdastro.

Regioni HII dell'idrogeno ionizzato e fluorescenza:

Data la temperatura dello spazio interstellare, l'idrogeno è generalmente allo stato neutro e ancora per la bassa temperatura si trova tutto nello stato fondamentale. E' quindi invisibile (non vi sono transizioni elettroniche) dal punto di vista ottico. Fortunatamente però esso può essere rivelato dalle osservazioni alle lunghezze d'onda radio: in particolare alla lunghezza d'onda di 21 cm (relativo ad una frequenza di 1420 MHz, 1 Hz=ricezione o trasmissione di un onda al secondo ed è la frequenza). Le cose cambiano se l'idrogeno si trova nelle vicinanze di stelle a temperatura molto elevata, con forte emissione nella banda dell'ultravioletto, a lunghezze d'onda più brevi di 912 angstrom. Infatti, un fotone ultravioletto di lunghezza d'onda di tale limite ha sufficiente energia per strappare l'elettrone dallo stato fondamentale dell'atomo di idrogeno neutro. Quando un fotone di tale energia viene assorbito dall'atomo si ha il fenomeno della ionizzazione (dal livello fondamentale): l'atomo di idrogeno scompare e la suo posto compaiono un protone e un elettrone. Di per sé tali particelle non emettono radiazione, ma poiché la densità di queste nubi è abbastanza (relativamente) elevata vi è una probabilità non piccola che un protone e un elettrone si riconbinino, rispettivamente, con un elettrone e un protone provenienti da altri processi di fotoionizzazione. Nell'atto della ricombinazione, l'elettrone cade in uno o l'altro dei livelli propri dell'atomo neutro, e a questa transizione corrisponde, come sappiamo, l'emissione di un fotone. E' il fenomeno della fluorescenza. Così la nube diviene luminosa. Dato il grande numero di ricombinazioni, tutti i salti sono possibili e il gas emette tutte le righe proprie dell'idrogeno ma, osservando nel visibile, si vedranno solo quelle della Serie di Balmer. Per poter osservare le radiazioni ultraviolette si deve uscire dall'atmosfera. Gli atomi di idrogeno così ricostituiti durano poco. Si spezzano infatti subito per nuovi assorbimenti di radiazione ultravioletta, sicché, pur provenendo le radiazioni della nebulosa dagli atomi di idrogeno neutro, la nebula è costituita sempre, essenzialmente da protoni e da elettroni o, è lo stesso, da idrogeno ionizzato. Poiché il simbolo dell'idrogeno ionizzato è HII (HI è il simbolo dell'idrogeno neutro), tali regioni, occupate da nebulose ad emissione, si chiamano regioni HII. Quindi dove esiste una vasta nebulosa a emissione vi sono stelle eccitatrici di tipo spettrale "O" e di temperatura superficiale molto elevata. Stelle dei tipi "B0 e B1" hanno nebulosità più piccole. E così ancora più piccole da B2 in poi e infine non ce l'hanno. Quindi la luminosità della nebulosa dipende dalla radiazione ionizzante. Se vi è nebulosità visibile intorno a stelle di temperature inferiori, questa è dovuta alla riflessione della radiazione operata da particelle di polvere e si tratta di nebulosa a riflessione. Le dimensioni di una regione HII dipendono dalla luminosità nell'ultravioletto della stella (o delle stelle) eccitatrice, nonché dipendono dalla densità del gas. Se il gas è molto denso la radiazione ultravioletta viene assorbita dentro uno spazio relativamente piccolo. Ma se la densità della nebulosa è bassa e la stella eccitatrice ha temperatura e luminosità sufficientemente elevate, allora la regione HII può essere assai vasta. L'altra via per osservare il gas interstellare, come si è detto, è l'emissione alle lunghezze d'onda radio. Nell'intervallo di lunghezze d'onda compreso tra 1 e 30 metri si ricevono radiazioni di origine galattica emesse principalmente dal gas interstellare. Sorgenti discrete, cioè localizzate, ben note (nella nostra Galassia), sono in primo luogo la nebulosa del Granchio e la sorgente denominata Cassiopea A. Una forte radiosorgente è pure M42. Anche il Sole è una radiosorgente, relativamente forte a causa della sua piccola distanza da noi. Fra i processi che possono produrre radioonde ricordiamo l'emissione col meccanismo di sincrotone e le transizioni libero-libero degli elettroni delle regioni HII. Nelle vicinanze di un protone, un elettrone libero può risentirne l'attrazione e cambiare traiettoria e in tale cambio è in gioco una certa energia. Se l'elettrone perde energia, questa viene ceduta sotto forma di radiazione di frequenza, lunghezza d'onda, corrispondente all'energia ceduta. Non essendovi per gli elettroni liberi alcun legame preciso di livelli energetici da occupare, è possibile qualsiasi salto energetico e lo spettro emesso è uno spettro continuo. Infatti si osserva radioemissione, come si è detto, tra lunghezze d'onda di 1 e 30 metri. Ma le osservazioni radio più importanti sono quelle relative all'emissione dell'idrogeno neutro alla lunghezza di 21 cm. Una transizione che porta a un'emissione di 21 cm deve comportare un salto energetico molto piccolo poiché corrisponde a un quanto di radiazione avente una lunghezza d'onda molto grande. L'idrogeno interstellare ha, quasi ovunque, una temperatura molto bassa e, pertanto, si trova quasi ovunque (eccetto le regioni HII) nello stato fondamentale. Dunque l'idrogeno sparso nella Galassia è neutro, si trova nello stato fondamentale e con spin antiparalleli), il più basso tra i vari livelli di eccitazione e costituisce le c.d. regioni HI.