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NEBULOSE
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Che cos’è una nebulosa
Una nebulosa è una nube diffusa di gas e polveri nello spazio interstellare che, a seconda della sua composizione, temperatura e sorgenti di energia vicine, può emettere, riflettere o assorbire radiazione elettromagnetica. Il termine deriva dal latino nebula = “nebbia” e in astronomia include una grande varietà di oggetti: regioni di formazione stellare, residui di supernova, nubi molecolari dove nascono nuove stelle, nebulose planetarie create da stelle morenti, ecc.
Tipologie principali
Nebulose a emissione (H II regions)
Cosa sono: nubi gassose ionizzate da stelle massicce (O/B) vicine che emettono radiazione ultravioletta (fotoni Lyman) e mantengono l’idrogeno ionizzato (H⁺).
Colore: l'emissione di energia ionizza il gas, facendolo brillare di colori vividi, soprattutto rosso dovuto all’idrogeno ionizzato (Hα).
Temperatura: ~7.000–10.000 K (ionizzate da radiazione UV di stelle calde vicine)..
Densità elettronica: ~10–10⁴ cm⁻³ (variabile).
Esempi: Nebulosa di Orione (M42), Nebulosa Laguna (M8), 30 Doradus (Tarantula).
Nebulose a riflessione
Cosa sono: polvere che riflette (scatters) la luce di stelle vicine; non producono significativa emissione propria. Colore: Appaiono spesso azzurre, perché la luce blu si diffonde più facilmente nelle particelle di polvere (lo stesso fenomeno che rende il cielo terrestre blu).
Temperatura: ~100–300 K (non ionizzate, riscaldate dalla luce stellare).
Esempi: Nebulosa di Merope nelle Pleiadi, Nebulosa del Cono (vicino a NGC 2264).
Nebulose oscure (Bok globules, nubi molecolari)
Cosa sono: regioni dense di gas e polvere che assorbono la luce retrostante, appaiono come macchie scure sul fondo stellato. Sono siti di futura o in atto formazione stellare.
Colore: Visibili come sagome scure su uno sfondo stellato.
Temperatura: ~10–50 K (freddissime, ideali per la formazione stellare).
Densità: 10²–10⁶ cm⁻³ per le parti più dense; temperatura ~10 K nelle nubi molecolari.
Esempi: Bok globules, Nebulosa Testa di Cavallo (B33) è un esempio famoso di una struttura oscura in un complesso di emissione.
Nebulose planetarie
Cosa sono: gusci ionizzati espulsi da stelle di massa intermedia (∼1–8 M☉) nella fase di gigante asintotica; l’involucro è illuminato dalla stella centrale calda (nana bianca in formazione).
Dimensioni: 0.1–3 pc; età tipica ~10⁴ anni (fuggente, transitoria).
Colore: Verde acqua / azzurro → ossigeno doppio ionizzato (O III), Rosso → idrogeno Hα e azoto ionizzato (N II).
Esempi: Nebulosa Anello (M57), Nebulosa Elica (NGC 7293), Nebulosa Occhio di Gatto (NGC 6543).
Residui di supernova (SNR)
Cosa sono: inviluppi in espansione di materiale espulso da esplosioni di supernova; contengono gas ionizzato ad alte temperature e spesso campi magnetici che generano emissione non termica (sincrontronica).
Colore: Rosso → idrogeno Hα, Verde acqua → ossigeno doppio ionizzato, Blu → ossigeno semplice ionizzato e sincrotrone (radiazione non termica), Giallo/arancio → zolfo ionizzato (S II).
Temperatura: temperatura molto variabile: parte del gas può raggiungere milioni di K subito dopo l’esplosione, poi raffreddarsi rapidamente
Esempi: Nebulosa del Granchio (M1), Veil Nebula (residuo della supernova della Cygnus Loop).
Nebulosa Protoplanetaria (PPN)
Cos'è: una fase tardiva dell’evoluzione di una stella simile al Sole, che si trova tra la fine della fase di gigante rossa e l’inizio della nebulosa planetaria.
Come si forma: quando una stella invecchia ed espelle gli strati esterni, si crea un guscio di gas e polveri illuminato non ancora da radiazione ultravioletta sufficiente a ionizzare il gas.
Aspetto: spesso ha forme complesse (bipolari, ellittiche) e colori tenui, perché non è ancora completamente “accesa” come una nebulosa planetaria.
Durata: breve, poche migliaia di anni.
Esempio: la nebulosa protoplanetaria del “Uovo” (Egg Nebula).
In sintesi: è un fenomeno di “fine vita” di una stella, poco prima di diventare una nebulosa planetaria.
Disco Protoplanetario
Cos'è: un anello di gas e polveri che circonda una stella molto giovane appena nata.
Come si forma: durante la nascita di una stella, parte del materiale della nube molecolare originale resta in orbita attorno a essa, formando un disco sottile e denso.
Ruolo: è il luogo dove si formano pianeti, asteroidi e comete (processo di accrescimento).
Aspetto: visto nell’infrarosso, appare come un disco spesso con zone scure dovute a polvere densa.
Durata: qualche milione di anni.
Esempio: il disco protoplanetario intorno alla giovane stella HL Tauri.
In sintesi: è un fenomeno di “inizio vita” di una stella e del suo sistema planetario.
Nubi molecolari giganti e regioni di formazione stellare
Cosa sono: nubi fredde e dense (principalmente H₂ e CO) in cui nascono stelle; spesso ospitano nicchie, filamenti, Bok globules e nuclei pre-stellari.
Osservazione: principalmente in radio/mm (linee CO) e nel sub-mm (continuo di polvere) — ALMA è strumentale qui.
Esempi: Complesso di Orione (OMC), Nebulosa di Carina, Nube di Magellano Tarantula (30 Doradus).
Composizione
Gas predominante: idrogeno (H₂) — circa 90% in massa.
Secondo elemento più abbondante: elio (He) — circa 9% in massa.
Elementi pesanti: ossigeno, carbonio, azoto, zolfo, neon, ferro e altri — circa 1% in massa, ma fondamentali per formare polveri e molecole complesse.
Contengono polvere cosmica: minuscole particelle solide di silicati, ossidi e composti carboniosi.
Densità
Generalmente estremamente bassa per gli standard terrestri:
Tipiche: 10²–10⁴ particelle per cm³ (molto meno del miglior vuoto ottenibile in laboratorio).
Nebulose molecolari dense: fino a 10⁶ particelle/cm³ nelle regioni più compatte.
L'espansione le rende strutture enormi ma molto rarefatte
Meccanismi di emissione principali
Linee di ricombinazione (es. Hα): elettroni che ricombinano con protoni emettono fotoni alle lunghezze d’onda caratteristiche.
Linee proibite: indicano condizioni di bassa densità dove transizioni proibite hanno tempo di emettere prima di essere collisionate.
Emissione di polvere: radiazione termica nel infrarosso e sub-mm dalla polvere riscaldata.
Emissione non-termica: nei SNR la emissione di sincrotrone in radio (e talvolta ottico/X) dalle particelle accelerate.
Nebulose più conosciute
Nebulosa di Orione (M42) — H II region vicina (~1.3 kpc): regioni di formazione stellare, proplyds, Pillars e Trapezio stellare; spettacolari in Hα e IR.
Nebulosa Aquila / M16 (Pillars of Creation) — colonne di gas denso scavate dal vento e radiazione stellare; iconiche immagini HST.
Nebulosa Lagunare (M8) — grande regione H II con stelle giovani e nicchie di formazione.
Nebulosa Trifida (M20) — combinazione di emissione (rosso Hα), riflessione (blu) e dust lane (scuro).
Nebulosa Testa di Cavallo (B33) — dark nebula impressa contro emissione di fondo (IC 434).
Nebulosa Carina (NGC 3372) — enorme regione di formazione nell’emisfero sud; ospita la massiccia Eta Carinae.
Tarantula Nebula (30 Doradus) — gigantesca H II region nella LMC, sito di formazione stellare intensissima (super star clusters).
Nebulosa del Granchio (M1) — residuo di supernova del 1054; mostra emissione di sincrotrone e filamenti di gas.
Nebulosa Elica (NGC 7293) — planetaria relativamente vicina, struttura a anelli e filamenti.
Nebulosa Anello (M57) — classica forma anulare tipica di molte nebulose planetarie.
Come osservare le nebulose
Telescopi ottici – per osservare luce visibile.
Telescopi infrarossi – penetrano la polvere per vedere stelle appena nate (es. James Webb Space Telescope).
Telescopi radio – rilevano le molecole nel gas.
Telescopi a raggi X – studiano gas caldissimi nei resti di supernova.
Ruolo scientifico e problemi aperti
Formazione stellare: le nebulose sono i “culle” delle stelle. Questioni aperte: efficienza della formazione stellare, ruolo della turbolenza, feedback radiativo e meccanico (wind, jet, supernova), formazione di stelle massicce.
Processi chimici: formazione di molecole complesse prebiotiche sulle superfici dei granelli di polvere; chimica del gas freddo.
Feedback galattico: come le regioni H II e le supernova influenzano la struttura delle braccia a spirale e la formazione stellare globale.
Evoluzione dei grani di polvere: crescita, distruzione e ruolo nell’opacità e nella termodinamica delle nubi.