mercoledì 29 novembre 2017

Nebulose planetarie

Le nebulose planetarie sono importanti fonti di gas nel mezzo interstellare, rilasciando il loro materiale nello spazio a velocità che vanno dai 25 ai 50 km/h. Gli astronomi calcolano che ci siano circa 20.000 nebulose planetarie nella Via Lattea, ciascuno dei quali rappresenta gas espulso abbastanza recentemente da una stella centrale giunta al termine della sua evoluzione. <
Di fatto però sono state catalogate solo circa 1.800 nebulose planetarie, a causa dell'oscuramento provocato dalle sacche di polvere oscura nella galassia.

Le nebulose planetarie sono un tipo di nebulose luminose che si sta espandendo lentamente sotto forma di gusci di gas, espulsi da stelle che stanno morendo.
Osservate al telescopio hanno un aspetto relativamente rotondo e da questo loro aspetto deriva il loro nome perché i primi osservatori trovavano una forte assomiglianza con i dischi dei pianeti.


Rispetto a nebulose diffuse come M42, le nebulose planetarie sono piccoli oggetti con un raggio tipicamente di qualche anno luce e contenenti una massa di gas pari a circa 0,3 masse solari. per fare un esempio, la Nebulosa Elica (NGC 7293) nella costellazione dell'Acquario, ha una dimensione apparente di circa 20 minuti d'arco: due terzi delle dimensioni angolari della Luna.
Le nebulose planetarie sono molto più dense rispetto alla maggior parte delle nebulose di gas diffuso.
Tipicamente contengono dai 1.000 ai 10.000 atomi per cm cubico. Hanno generalmente confini esterni regolari e netti, e spesso hanno anche un confine interno relativamente nitido che da loro l'aspetto di un anello.
Le immagini ad alta risoluzione di una nebulosa planetaria di solito mettono in mostra una interessantissima particolarità di questi oggetti: piccoli nodi e filamenti, i così detti nodi cometari.
Abbiamo realizzato un interessante approfondimento su queste favolose formazioni a questo link: Cosa sono i nodi cometari.

Tutte queste nebulose hanno una stella centrale più o meno visibile, ed è proprio questa stella morente che fornisce la radiazione ultravioletta necessaria per ionizzare il gas circostante rendendolo luminoso e colorato.
Queste stelle sono tra le più numerose e la loro evoluzione è relativamente rapida.
Esse hanno una temperature molto più alta di quelle neonate presenti nelle normali nebulose diffuse.

Ma come nascono questi oggetti che sfruttano la morte della loro stella per diventare così belle e colorate?

Tutto inizia dalla morte della stella centrale, una stella gigante rossa giunta al termine di suoi processi nucleari. In questa fase la forza di gravità inizia a perdere piede e si verifica una rapida perdita di massa sotto forma di vento stellare. Gli astrofisici stimano che queste stelle perdano giornalmente una massa pari a circa lo 0.01% della massa terrestre e che questa si allontani dalla stella ad una velocità di circa 30 km/secondo. 


All'inizio di questa fase la gigante rossa potrebbe anche rimanere oscurata dalla polvere di elementi pesanti che si forma durante il rilascio e la perdita di massa. 


Al termine di questa fase, chiamata appunto "di perdita di massa", la stella è rimasta senza i suoi elementi superficiali, ed inizia sorprendentemente a diventare sempre più calda. Questa inversione di rotta avviene perché il suo nucleo caldo rimane esposto avendo perso gli strati superficiali. 


A questo punto il gas espulso inizia ad essere ionizzato (wikipedia: ionizzazione dei gas) dalla radiazione proveniente dalla stella calda.

La zona di ionizzazione si muove costantemente verso l'esterno lambendo il materiale rilasciato dall'espulsione di massa iniziale.
Naturalmente all'inizio le aree ionizzate sono quelle più prossime alla stella. Ma con il passare del tempo la ionizzazione si espande raggiungendo le zone più esterne.
Tutto ciò visto dalla terra appare ancora come una stella, perché il disco nebulare venutosi a formare è ancora troppo piccolo per essere osservato dalle distanze cosmiche.
Il gas della nube infatti ha una densità ancora relativamente alta: circa un milione di atomi per centimetro cubo e diventerà più diluita a mano a mano che il gas si espande.

Dunque l'espansione inesorabile continua, e la diminuzione della intensità del gas porta la nebulosa alla fase intermedia, cioè la fase in cui la densità scende al punto in cui viene ionizzata l'intera massa del gas stesso.
E' proprio in questo momento che nasce la magia di luce e colore delle nebulose planetarie.
La maggior parte delle nebulose planetarie che osserviamo si trova in questa fase intermedia.

Ma cosa ha in serbo il futuro per questi splendidi oggetti?
Beh... come tutte le cose belle, anche lo splendore di queste magnifiche nebulose avrà una fine.
Con il passare del tempo la stella centrale diventerà sempre meno luminosa, fino a non poter più fornire una quantità sufficiente di radiazioni ultraviolette per mantenere ionizzata la nebulosa.
Ancora una volta le regioni esterne della nebulosa diventeranno neutre e quindi invisibili.
Alla fine il gas che via via è diventato sempre più buio, si mescolerà al gas interstellare e la nebulosa si sfalderà scomparendo.


La stella centrale
Le stelle nel cuore delle nebulose planetarie meritano un po di attenzione.
Gli astronomi osservando i loro spettri si sono resi conto che la maggior parte di esse è molto calda e che hanno spettri molto simili alle stelle di Wolf-Rayet
Le stelle centrali nelle giovani nebulose planetarie (cioè nella fase successiva a gigante rossa) sono calde quanto le stelle massicce di classe O e B, che vanno dai 35.000 ai 40.000 gradi centigradi. La loro luminosità però è circa 10 volte più debole.
Paragonate al sole queste stelle hanno circa la metà del suo diametro ma sono 1.000 volte più luminose.
A mano a mano che la nebulosa si espande invecchiando, la stella aumenta la sua luminosità e la sua temperatura, ma il suo raggio diminuisce costantemente.
Dopo soli 5.000 anni circa dall'inizio della loro espansione iniziale, la luminosità di queste stelle raggiunge un valore che è circa 10.000 volte la luminosa del Sole!

Da questo punto in poi la stella diventa più debole, ma mentre il restringimento della stella continua per qualche tempo, la temperatura continua ad aumentare fino a raggiungere i 200.000 gradi centigradi: quasi cinque volte più calda della maggior parte delle altre stelle della galassia.
Una volta raggiunti questi livelli vertiginosi, anche la sua temperatura inizia a scendere e nel giro di circa 10.000 anni queste stelle diventano delle nane bianche. Stelle molto dense, dalle dimensioni simili alla terra ma con una densità di migliaia di chilogrammi per centimetro cubo.
Gli astrofisici concordano sul fatto che queste nane bianche debbano ottenere quasi tutta la loro energia dalla contrazione che subiscono durante la fase finale del processo, e non da combustione nucleare. Questo come conseguenza del fatto che non dovrebbero più contenere idrogeno o elio, tranne forse in un guscio molto sottile sulla loro superficie.


Composizione chimica
Ma torniamo alle nebulose planetarie e alla loro composizione chimica.
Queste nebulose, essendosi formate con i resti di una stella morente, sono chimicamente ricche di elementi prodotti dalle reazioni nucleari all'interno della stella centrale.
Quindi la loro composizione chimica dipende molto dal tipo di stella madre e dalla sua generazione stellare.
Alcune sono molto ricche di carbonio e possono raggiungere livelli di questo elemento doppi rispetto all'ossigeno, altre invece sono ricchissime di azoto. Le più luminose che conosciamo, osservate nelle galassie esterne, ne sono esempi evidenti.

La maggior parte delle nebulose planetarie contengono pochissimo idrogeno, ormai esaurito dalle reazioni nucleari della stella centrale quando era nel pieno della sua attività.

Grazie al fatto che questi oggetti riflettono la composizione iniziale delle stelle che li hanno generati, gli astronomi usano le nebulose planetarie anche per studiare il tasso di presenza degli elementi iniziali presenti nella galassia madre.

Ma nelle nebulose planetarie, oltre a gas sono presenti anche piccole quantità di polvere, che ci appaiono sotto forma di nodi: i nodi cometari. Sono formazioni straordinarie, composte da microgranuli di materiale più "polveroso" rispetto al gas circostante.
In generale questa polvere non può essere vista direttamente finchè l'onda di ionizzazione proveniente dalla stella centrale non la colpisce.
Potete trovare un interessante approfondimento sui nodi cometari a questo link: I nodi cometari.

La presenza di polvere indica chiaramente che le nebulose planetarie sono ricche di elementi pesanti.

Esistono tuttavia due eccezioni a quanto abbiamo detto: una si trova nell'ammasso globulare M15 (cosa sono gli ammassi globulari?) e l'altra nell'alone esterno della via lattea.
Gli astronomi si sono accorti che queste due nebulose planetarie hanno un contenuto molto basso di elementi pesanti, circa la metà della media osservata nella maggior parte delle altre nebulose planetarie. Entrambe le due nebulose in questione sono molto antiche, e questo suggerisce che il gas primordiale nella via lattea aveva un contenuto di elementi pesanti basso, e che quindi sia nata molto presto nel ciclo di vita dell'universo.


Posizione nella galassia
A proposito di età, uno dei migliori indicatori dell'età media degli oggetti galattici è la loro posizione nella galassia ed il loro movimento.
Gli oggetti più giovani sono nelle braccia a spirale, vicino al gas da cui sono stati formati. Di conseguenza gli oggetti sono distanti dal piano galattico e dalle braccia a spirale.
Usando questi criteri valutativi scopriamo che le nebulose planetarie sono oggetti di mezza età; Le osservazioni infatti le collocano tra le braccia e il nucleo, con concentrazione in aumento verso il nucleo. I loro percorsi nella via lattea seguono traiettorie ellittiche, mentre solitamente le orbite delle stelle più giovani tendono ad essere più circolari.
Quindi gli astrofisici hanno classificato la maggior parte delle nebulose planetarie come appartenenti alla "Popolazione disco", una via di mezzo appunto tra quelli di Popolazione II (molto vecchi) e Popolazione I (giovani).


A proposito della stella che fu
Torniamo per un attimo alla stella centrale delle nebulose planetarie, e cerchiamo di capire quale tipo di stelle possano poi trasformarsi in stelle centrali circondate da nebulose planetarie.
Gli astronomi studiando la distribuzione nella galassia delle nebulose planetarie sono giunti alla conclusione che le stelle che danno origine a questo fenomeno abbiamo inizialmente una massa di poco superiore a quella del Sole.

Stelle molto massicce e giovani, come abbiamo detto prima, si trovano per lo più sulle spirali e presso il piano galattico, mentre le nebulose planetarie tendono ad essere più prossime al nucleo.
Inoltre, la massa di queste nebulose è di circa 0,3 masse solari, e la massa di una tipica nana bianca (lo stadio finale della stella centrale) è di circa 0,7 masse solari.
Considerando che la velocità di espansione della nebulosa è probabilmente paragonabile alla velocità di fuga dal suo progenitore, gli astrofisici giungono alla conclusione che la stella originaria era una stella gigante rossa: una stella grande e "fresca", con una massa poco superiore al sole.
Questo aspetto è straordinario se pensiamo che queste giganti rosse, dalla temperatura relativamente bassa, diventeranno al termine del processo delle piccole nane bianche caldissime.

Molto probabilmente le stelle candidate a diventare progenitrici di nebulose planetarie sono stelle variabili di lungo periodo. Queste particolari stelle sono note per essere instabili ed hanno dimensione e massa coerente con la teoria evolutiva che hanno descritto gli astronomi.

Sono invece stelle completamente diverse le Novae: stelle che si illuminano enormemente per un breve periodo e che rilasciano un guscio di materiale in modo esplosivo ad una velocità di centinaia di chilometri al secondo.
Potete trovare un approfondimento su questo tipo di fenomeno a questo link: Cosa sono le supernovae?