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Nube molecolare

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Entro pochi milioni di anni, la luce emessa dalle stelle brillantidisperderàquesta nube molecolare. La nube è situata all'interno dellaNebulosa della Carenaed è larga all'incirca dueanni luce.Sono visibili nei pressi alcunestelledi recente formazione.HST-NASA/ESA

Unanube molecolareè un tipo dinube interstellarein cui ladensitàe latemperaturapermettono la formazione diidrogenomolecolare(H2) a partire da singoliatomi di idrogeno.[1]

Gli addensamenti di idrogeno molecolare rappresentano meno dell'1% del volume delmezzo interstellaredi unagalassia,pur costituendone la porzione a maggiore densità. Sulla base delle dimensioni vengono suddivise ingiganti,piccole (globuli di Bok)ead altalatitudine.Dal momento che l'idrogeno molecolare è difficile da individuare all'osservazione infrarossaeradio,la molecola più frequentemente utilizzata per tracciare la presenza di H2è ilmonossido di carbonio(CO), con cui è in un rapporto di 10.000:1 (una molecola di CO ogni 10.000 di H2).[2]

Le nubi molecolari costituiscono il luogo d'elezione per lanascita di nuove stelle.[3]

Formazione

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LaNebulosa Testa di Cavallo,una grande colonna di idrogeno molecolare e polveri oscure che si sovrappone al chiarore diIC 434;entrambe fanno parte delcomplesso di nubi molecolari di Orione.

Si ipotizza che le nubi molecolari, in quanto luogo di nascita delle stelle, facciano parte delciclo del mezzo interstellare,secondo cui i gas e le polveri passano dalle nubi alle stelle e, al termine dell'esistenza di queste ultime, tornino a far parte delle nubi, costituendo la materia prima per una nuovagenerazione di stelle.[4]

Il mezzo interstellare è inizialmente rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particella per cm3e normalmente circa il 70% della suamassaè composto daidrogenoneutro monoatomico (H I), mentre la restante percentuale è in prevalenzaeliocon tracce di elementi più pesanti, detti, in gergo astronomico,metalli.La dispersione di energia, che si traduce in un'emissione di radiazione nell'infrarosso lontano (meccanismo questo assai efficiente) e dunque in un raffreddamento del mezzo,[4]fa sì che la materia si addensi in nubi distinte, leregioni H I;man mano che il raffreddamento prosegue, le nubi divengono sempre più dense. Quando la densità raggiunge le 1000 particelle al cm3,la nube diviene opaca alla radiazione ultravioletta galattica; tali condizioni permettono agliatomidi idrogeno di combinarsi inmolecolebiatomiche (H2), tramite meccanismi che vedono coinvolte le polveri in qualità dicatalizzatori;[4]la nube diviene ora una nube molecolare,[3]che può contenere al suo interno anche complessemolecole organiche,comeamminoacidiedIPA.[5]Queste si formano in seguito areazioni chimichetra alcuni elementi (oltre all'idrogeno,carbonio,ossigeno,azotoezolfo) che si verificano grazie all'apporto energetico fornito dai processi di formazione stellare che avvengono all'interno delle nubi.[6]

Qualora la quantità di polveri all'interno della nube sia tale da bloccare laradiazione luminosa visibileproveniente dalle regioni retrostanti, essa appare nel cielo come unanebulosa oscura.[7]

Un dettaglio dellaGalassia Vortice(vista qui dall'HST) che mostra la disposizione lungo ibracci di spiraledi alcune regioni di formazione molecolare, quali leregioni HII(regioni luminose in rosato) e lenubi oscure(interruzioni scure che delineano la spirale) ad esse inframmezzate, che costituiscono alcune tipologie di nubi molecolari. HST - NASA/ESA

Diffusione

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In una tipicagalassia spirale,come laVia Lattea,le nubi molecolari rappresentano meno dell'1% del volume delmezzo interstellare,anche se costituiscono la frazione a maggiore densità. Nella nostra Galassia, le nubi molecolari rappresentano approssimativamente la metà di tutta la massa del mezzo interstellare presente all'interno dell'orbita delSoleintorno alcentro galattico;la maggior parte di esse è distribuita in un anello disposto tra 3,5 e 7,5kiloparsec(circa 11400 - 24500anni luce) dal centro galattico (il Sole dista mediamente 8,5 kiloparsec, circa 27800 a.l.).[8]Mappe a larga scala dell'emissione del CO mostrano che l'idrogeno molecolare si dispone prevalentemente in corrispondenza dei bracci della spirale galattica,[9]ove ilmoto di rotazionedella galassia ha convogliato buona parte dellamateriache la costituisce.[10]Il fatto che il gas si disponga principalmente lungo i bracci di spirale induce a ritenere che le nubi molecolari si formino e si dissocino in una scala temporale inferiore a 10 milioni di anni, il tempo che si stima necessario alla materia per transitare lungo questa regione.[11]

Perpendicolarmente al disco galattico, il gas molecolare si dispone in un piano intermedio deldisco galatticocon una caratteristicaaltezza di scala,Z,di circa 50–75 parsec, che appare molto più sottile rispetto alla componente gassosa atomica fredda (Z=130–400 pc) e calda ionizzata (Z=1000 pc) del mezzo interstellare.[12]Fanno eccezione rispetto alla distribuzione dei gas ionizzati leregioni HII,bolle di gas caldo ionizzato che si originano nelle nubi molecolari dall'intensaradiazione ultraviolettaemessa dalle giovanistelle massiccediclasse spettraleOeBe che dunque hanno approssimativamente la stessa distribuzione verticale dei gas molecolari.

Questa distribuzione dei gas è tutto sommato uniforme lungo ampie distanze, tuttavia la distribuzione su piccola scala è altamente irregolare, con gran parte dei gas accumulati in nubi distinte e complessi di nubi.[8]

La quantità di mezzo interstellare va via via diminuendo man mano che si procede lungo lasequenza di Hubble,fino a raggiungere i valori minimi nellegalassie ellittiche;[13]conseguentemente, man mano che si riduce la quantità di mezzo interstellare vien meno la possibilità che si formino strutture nebulari diffuse, a meno che la galassia carente non acquisisca materiale da altre galassie con cui eventualmente venga adinteragire.[14]

Tipologie di nubi molecolari

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Nubi molecolari giganti

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Lo stesso argomento in dettaglio:Nube molecolare gigante.
Panoramica delcomplesso nebuloso molecolare di Orione,che comprende numerose strutture quali l'anello di Barnarde laNebulosa di Orione.

I maggiori esemplari di queste strutture sono le nubi molecolari giganti o complessi molecolari (GMC, acronimo dell'ingleseGiant Molecular Cloud), che possiedono densità tipiche dell'ordine delle 102–103particelle al cm3,diametri di oltre 100anni luce,masse superiori a 6 milioni dimasse solari(M☉)[11]ed una temperatura media, all'interno, di 10K.Le sottostrutture presenti all'interno di queste nebulosità costituiscono un complesso motivo fatto di filamenti, fogliettigassosi,bolle e macchie irregolari.[11]

Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome dinuclei molecolari,i più densi dei quali sono dettinuclei molecolari densi;la loro densità si aggira sulle 104–106particelle per cm3ed occasionalmente vi si osservano tracce di monossido di carbonio edammoniaca(quest'ultima principalmente nei nuclei densi). Laconcentrazionedellepolveriè normalmente sufficiente a bloccare laluceproveniente dallestelleretrostanti, il che le fa apparire come deibozzoli oscuri.[15]Questi frammenti, formatisi per gerarchica frammentazione della nube, hanno dimensioni comprese tra 6.000 e 60.000UAe contengono una quantità di materia variabile, con un intervallo di masse assai ampio, ma maggiormente rappresentato dalle masse più piccole.[4]

Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significativa dellacostellazionein cui sono visibili, al punto da prendere il nome da quello della costellazione stessa.

Si stima che circa la metà dellamassacomplessiva del mezzo interstellare della nostra Galassia sia contenuta in queste formazioni,[16]suddivisa tra circa 6.000 nubi molecolari ciascuna con più di 100.000 masse solari di materia al proprio interno.[17]

Piccole nubi molecolari

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Lo stesso argomento in dettaglio:Globulo di Bok.
IGlobuli di ThackerayinIC 2944.

Piccoli aggregati isolati di gas molecolare e polveri molto simili ai nuclei delle GMC prendono il nome diglobuli di Bok,che si possono formare indipendentemente o in associazione al collasso di nubi molecolari più vaste e sono reperiti spesso nelleregioni H II.[18][19]Oltre la metà dei globuli di Bok noti contengono al loro interno almeno unoggetto stellare giovane.[20]

Un tipico globulo di Bok ha una massa di poche centinaia di masse solari ed un diametro di unanno lucecirca.[21]I globuli di Bok finiscono in genere per produrrestelle doppieomultiple.[18][22][23][24]

Nubi molecolari diffuse ad alta latitudine

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Nel1984il satelliteIRASidentificò una particolare tipologia di nube molecolare,[25]che appare costituita da filamenti diffusi visibili ad elevatelatitudini galattiche,dunque all'esterno del piano galattico. Tali nubi, dettecirri infrarossiper via della loro morfologia nell'infrarosso affine all'omonima tipologia di nube terrestre,possiedono una densità della materia tipica di 30 particelle al cm3.[26]

Fenomeni di formazione stellare

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Lo stesso argomento in dettaglio:Formazione stellare.

Alla luce delle attuali conoscenze, gli unici luoghi in cui avviene la formazione di nuovestellenell'Universosono le nubi molecolari, o comunque le strutture che da esse derivano (come le regioni H II e le nubi oscure).

La nube molecolare rimane in uno stato diequilibrio idrostaticofinché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, è equilibrata dall'energia potenzialedellagravitàinterna che tenderebbe a farla collassare. Dal punto di vista matematico questa condizione si esprime tramite ilteorema del viriale,che stabilisce che, per mantenere l'equilibrio, l'energia potenziale gravitazionale deve essere uguale al doppio dell'energia termica interna.[27]

Una sequenza di nove immagini che mostra la serie di eventi che intervengono nelle regioni di formazione stellare e che conducono dalla nube molecolare alle nuove stelle.

Tuttavia quando quest'equilibrio si rompe a vantaggio della gravità, la nube inizierà a manifestare dei fenomeni di instabilità che ne provocheranno ilcollasso gravitazionale.La massa limite oltre la quale la nube andrà incontro al collasso è dettamassa di Jeans,che è direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densità della nube,[28]ma equivale normalmente a decine di migliaia di volte la massa solare;[3]questo valore coincide con la massa tipica di unammasso apertodi stelle, che è spesso il prodotto finale del collasso della nube.[29]Per una densità di 100.000 particelle al cm3il limite di Jeans è pari a una massa solare a una temperatura di 10 K.[28]

Il processo di condensazione di grandi masse a partire da locali addensamenti di materia all'interno della nube, dunque, può procedere solo se questi possiedono già una massa sufficientemente grande. Il verificarsi o meno di tale contrazione dipende dalla temperatura del gas presente in essa e dalla sua densità centrale: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire tale processo.[30]Infatti, via via che le regioni più dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, sinché i frammenti non raggiungono una massa stellare formando inuclei molecolari.[31]Il processo di frammentazione è agevolato anche dalmoto turbolentodelle particelle e daicampi magneticiche si vengono a creare.[32]

Non sempre il collasso si instaura spontaneamente, a causa delle turbolenze interne del gas, oppure per via della diminuzione della pressione interna del gas a causa del raffreddamento o della dissipazione dei campi magnetici.[4]Anzi, più spesso, come dimostra la maggioranza dei dati osservativi, è necessario l'intervento di qualche fattore che dall'esterno comprima la nube, causando le instabilità locali e promuovendo dunque il collasso:[4]gli energici super-flaredi una vicina stella in formazione[33]oppure la pressione delventodi una stella massiccia vicina o la sua intensa emissione ultravioletta, che può regolare i processi di formazione stellare all'interno delle regioni H II;[3][28]leonde d'urtogenerate dallo scontro di due nubi molecolari o dall'esplosione di unasupernovanelle vicinanze;[34]leforzedimareache si instaurano a seguito dell'interazione tra due galassie,che innescano una violenta attività di formazione stellare definitastarburst,[35]all'origine, secondo alcuni astronomi, degliammassi globulari.[36]

Comportamento fisico

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La fisica delle nubi molecolari è per gran parte oggetto di dibattito scientifico. Da un punto di vista fisico si tratta di un gas freddomagnetizzatocaratterizzato damoti turbolentiinterni altamentesupersonici,ma comunque raffrontabili alla velocità dei disturbi magnetici. Si sa che questo stato è particolarmente prono a perdere energia, dunque necessita di un rifornimento energetico costante ad opera di fenomeni di collasso gravitazionale. Inoltre, è noto che le nubi in cui è attiva la formazione stellare subiscono un processo di distruzione, causato molto probabilmente dalla radiazione o daiventidelle stelle massicce formatesi all'interno, prima che una frazione significativa della massa della nube abbia dato luogo a stelle.

Un gran numero di informazioni sulla capacità delle nubi molecolari di dar luogo a stelle è fornito dall'analisi delle emissioni delle molecole che le costituiscono, in particolare nella banda dellaradiazione millimetricaesubmillimetrica.Le molecole emettonoradiazionenel momento in cui spontaneamente cambiano il lorolivello energetico rotazionale.[2]Dal momento che l'idrogeno molecolare è difficile da individuare all'osservazione infrarossaeradio,si utilizza come tracciante la molecola più diffusa dopo l'H2,ilmonossido di carbonio(CO), con cui è normalmente in un rapporto di 10.000:1, ovvero 10.000 molecole di H2per molecola di CO.[2]Utilizzando latemperaturacome sinonimo dell'energia, il primo livello energetico rotazionale giace a 5Ksopra lo stato fondamentale;[2]di conseguenza la molecola viene facilmente eccitata da urti con le molecole vicine, solitamente con l'H2in quanto più abbondante. Quando la molecola di CO torna allo stato fondamentale, emette unfotonein ossequio alprincipio di conservazione dell'energia.Dal momento che ilgap energeticotra lo stato fondamentale e il primo livello eccitato è piuttosto piccolo, il fotone porta con sé una piccola quantità di energia; in particolare, per questa particolare transizione, il fotone viene emesso allalunghezza d'ondadi 2,6 mm (equivalente ad unafrequenzadi 115GHz), che ricade nella banda dellemicroonde.[2]

Inoltre, le nubi molecolari, e specialmente le GMC, sono spesso sede dimaser,con caratteristici schemi dipompaggioche risultano datransizionimultiple in moltespecie chimiche:ad esempio, ilradicaleossidrile(•OH)[37]possiede emissioni maser a 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 e 13 441 MHz.[38]Assai frequentemente sono riscontrati in tali regioni anche maser adacqua,[39][40]metanolo[41]e, più di rado, aformaldeide[40][42]edammoniaca.[40][43]

Note

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  • (EN) B. Reipurth, et al.,Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky,vol. 5, ASP Monograph Publications, 2008,ISBN1-58381-671-2.

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