Astronomia Lezione 12/12/2011

Astronomia
Lezione 12/12/2011
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail:[email protected]
Slides: oberon.roma1.infn.it/alessandro/
Libri di testo:
- An introduction to modern astrophysics B. W. Carroll, D. A.
Ostlie, Addison Wesley
- The Physical Universe, an introduction to Astronomy F. Zhou,
University Science Books
- Elementi di Astronomia, P. Giannone.
Mezzo Interstellare e
Nubi Molecolari
- Come abbiamo visto una stella è costituita per la gran parte da idrogeno, dalla cui fusione ricava
l'energia necessaria per contrastare l'altrimenti inevitabile collasso gravitazionale della
grande massa di materia che lo compone. Condizione necessaria dunque perché una stella possa formarsi è una
fonte di idrogeno, reperibile nel mezzo interstellare (ISM, dall'inglese interstellar medium) presente
comunemente all'interno di una galassia.
- Una tipica galassia a spirale, come la Via Lattea, contiene grandi quantità di mezzo interstellare, che si dispone
principalmente lungo i bracci che delineano la spirale, ove la gran parte della materia che lo costituisce, qui
convogliata a causa del moto di rotazione della galassia, può formare strutture diffuse.
- Il mezzo interstellare è inizialmente piuttosto rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particella per cm³,
ed è composto per circa il 70% in massa da idrogeno, mentre la restante percentuale è in prevalenza elio con
tracce di metalli.
- La dispersione di energia sotto forma di radiazione nell'infrarosso lontano (meccanismo questo assai efficiente)
traducendosi in un raffreddamento della nube, fa sì che la materia del mezzo si addensi in nubi distinte, dette
genericamente nubi interstellari, classificate in maniera opportuna a seconda dello stato di ionizzazione
dell'idrogeno. Le nubi costituite in prevalenza da idrogeno neutro monoatomico sono dette regioni
HI (acca primo).
- 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. Tale condizione, unita
all'intervento dei granuli di polvere interstellare in qualità di catalizzatori, permette agli atomi di idrogeno
di combinarsi in molecole biatomiche (H2): si ha così una nube molecolare. L’idrogeno molecolare emette
nell’infrarosso ed e’ difficile da individuare. Come tracciante della nube si usa il monossido di carbonio CO
che è in un rapporto di 10.000:1 rispetto all’Idrogeno.
Nubi Molecolari
- Nubi molecolari giganti: possiedono densità tipiche dell'ordine delle 100 particelle
al cm³, diametri di oltre 100 anni luce, masse superiori a 6 milioni di masse
solari (M☉) ed una temperatura media, all'interno, di 10 K. Si stima che circa la
metà della massa complessiva del mezzo interstellare della nostra galassia sia
contenuta in queste formazioni, suddivisa tra circa 6000 nubi ciascuna con più di
100 000 masse solari di materia al proprio interno.
- Nubi molecolari piccole (Globuli di Bok):Piccoli aggregati isolati di gas
molecolare e polveri molto simili ai nuclei delle GMC prendono il nome di globuli di
Bok, che si possono formare indipendentemente o in associazione al collasso di
nubi molecolari più vaste e sono reperiti spesso nelle regioni H II.Oltre la metà dei
globuli di Bok noti contengono al loro interno almeno un oggetto stellare giovane.Un
tipico globulo di Bok ha una massa di poche centinaia di masse solari ed un
diametro di un anno luce circa. I globuli di Bok finiscono in genere per produrre
stelle doppie o multiple.
- Nubi molecolari diffuse ad alta latitudine: Nel 1984 il satellite IRAS identificò una
particolare tipologia di nube molecolare, che appare costituita da filamenti diffusi
visibili ad elevate latitudini galattiche, dunque all'esterno del piano galattico. Tali
nubi, dette cirri infrarossi per via della loro morfologia nell'infrarosso affine
all'omonima tipologia di nube terrestre, possiedono una densità della materia tipica
di 30 particelle al cm3
Nubi oscure ed ad emissione
Se la quantità di polveri all'interno della nube molecolare è tale da bloccare la radiazione
luminosa visibile proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare come una nebulosa oscura;
tra le nubi oscure si annoverano i già citati globuli di Bok, "piccoli" aggregati di idrogeno
molecolare e polveri che si possono formare indipendentemente o in associazione al collasso di
nubi molecolari più vaste. I globuli di Bok, così come le nubi oscure, si presentano spesso come
delle sagome scure contrastanti con il chiarore diffuso dello sfondo costituito da una nebulosa a
emissione o dalle stelle di fondo.
L'eventuale raggiungimento di densità ancora superiori (~10 000 atomi al cm³) rende le nubi
opache anche all'infrarosso, che normalmente è in grado di penetrare le regioni ricche di polveri.
Tali nubi, dette nubi oscure all'infrarosso,[3] contengono importanti quantità di materia (da 100 a
100 000 M☉) e costituiscono l'anello di congiunzione evolutivo tra la nube e i nuclei densi che si
formano per il collasso e la frammentazione della nube.
Le nubi molecolari e oscure costituiscono il luogo d'elezione per la nascita di nuove stelle.
L'eventuale presenza di giovani stelle massicce, che con la loro intensa emissione
ultravioletta ionizzano l'idrogeno ad H+, trasforma la nube in un particolare tipo di nube a
emissione noto come regione H II (acca secondo).
GMC (Giant Molecular Clouds)
L'anello di Barnard è parte di una nube molecolare
gigante situata nella costellazione di Orione che
contiene anche la brillante nebulosa di Orione e
la nebulosa Testa di Cavallo. L’anello ha la forma di un
largo arco, con centro posto approssimativamente
nella nebulosa di Orione. Si pensa che le stelle
contenute nella nebulosa siano responsabili della
ionizzazione dell’intero anello.
L’anello si estende per circa 10 gradi visti dalla Terra,
coprendo una vasta parte di Orione: si vede bene
nelle fotografie a lunga esposizione, ma è visibile
anche con piccoli strumenti in notti particolarmente
limpide e scure.
Si stima che la nube disti 1600 anni luce dalla Terra e
che abbia una dimensione di 300 anni luce in
larghezza. È probabilmente nata da una supernova,
esplosa circa 2 milioni di anni fa, e dalla quale
possono aver avuto origine molte stelle fuggitive a
noi note: si ritiene in particolare che la stella che ha
originato la supernova abbia fatto parte di un antico
sistema multiplo di stelle, da cui proverrebbero
anche i tre astri AE Aurigae, μ Columbae e 53 Arietis.
NGC 2023 (Testa di Cavallo)
NGC 2023 è una piccola nebulosa che brilla per
riflessione della luce prodotta dalla stella HD 37903,
di classe spettrale B5, da cui prende il colore
marcatamente azzurrognolo; si tratta della parte
illuminata più meridionale di Orion B. Gli studi
condotti all'infrarosso hanno mostrato che al suo
interno si trova un ammasso composto da 16
sorgenti infrarosse coincidenti con altrettante stelle
giovani, circondate dai gas da cui si sono originate;
fra queste l'unica osservabile anche nella banda
della luce visibile è la stessa che illumina la nube,
essendo la più massiccia e l'unica non oscurata
direttamente dalle polveri.
La distanza della nube è stimata sui 475 pc .
Globuli di Bok
Globulo di Bok Barnard 68
Nebulosa dell’Aquila
EGGs =
Evaporating
Gaseous
Globule
Collasso di una nube: Massa di Jeans
Una nube interstellare rimane in uno stato di equilibrio dinamico finché l'energia cinetica
del gas, che genera una pressione verso l'esterno, e l'energia potenziale della gravità, con
verso centripeto, si equivalgono. Dal punto di vista matematico questa condizione si esprime
tramite il teorema del viriale il quale stabilisce che, per mantenere l'equilibrio, l'energia
potenziale gravitazionale deve essere uguale al doppio dell'energia termica interna. La
rottura di questo equilibrio a favore della gravità determina il manifestarsi di instabilità che
innescano il collasso gravitazionale della nube.
La massa limite oltre la quale la nube andrà certamente incontro al collasso è detta massa di
Jeans, che è direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale
alla densità della nube: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto
minore è la massa necessaria perché possa avvenire tale processo. Per una densità di
100 000 particelle al cm³ e una temperatura di 10 K il limite di Jeans è pari a una massa
solare.
Massa e Raggio di Jeans
Il teorema del viriale ci dice che:
Abbiamo pero’ visto che l’energia potenziale e’ data
da:
Per l’energia cinetica possiamo considerare un
gas perfetto:
con
Massa e Raggio di Jeans
Si ha il collasso quando:
Vale a dire:
Definendo come raggio della nuvola:
Si ha il collasso quando la massa della nebulosa o il suo raggio sono maggiori di:
Protostelle
Una nebulosa protostellare continuera’ a collassare fino a quando l’energia di legame
Gravitazionale puo’ essere eliminata. Questa energia puo’ essere persa tramite radiazione.
Durante il collasso la densita’ della nebulosa aumenta verso il centro e quindi la prima zona
a diventare opaca alla radiazione de’ quella centrale. Questo accade quando la densita’ e’
circa 10−13 g cm−3. Si forma quindi un nucleo centrale (First Hydrostatic Core), dove
Il collasso e’ essenzialmente frenato. Il gas che collassa su questa regione forma delle
onde d’urto che riscaldano il nucleo ulteriormente.
Quando il nucleo raggiunge temperature di circa 2000K, l’energia termica dissocia l’idrogeno
molecolare. A questo segue una ionizzazione degli atomi di elio e idrogeno. Questi processi
assorbono energia e quindi il collasso puo’ riprendere.
Quando la densita’ del materiale in caduta diventa minore di circa 10−8 g cm−3 questo torna
ad essere trasparente permettendo all’energia di uscire fuori. La combinazione di
Processi di convezione nella protostella e di radiazione permettono alla proto-stella di contrarsi
in raggio. Questo continua fino a quando il gas e’ caldo a sufficienza perche’ la pressione interna
possa fermare il collasso gravitazionale. Questo porta ad un equilibrio idrostatico e quindi ad
un oggetto chiamato protostella.
Altri embrioni
Con il termine traccia di Hayashi ci si riferisce al percorso
che una protostella compie sul diagramma H-R dopo che la
nube protostellare ha raggiunto l'equilibrio idrostatico.
Nel 1962 Chūshirō Hayashi mostrò che esiste un limite
inferiore alla temperatura efficace tale per cui l'equilibrio
idrostatico possa essere mantenuto. Questa temperatura
minima, che si aggira intorno ai 4000 K, corrisponde ad un
confine sulla parte destra del diagramma H-R oltre il quale le
stelle (che sono corpi in equilibrio idrostatico) non possono
stare.
Una nube protostellare con una temperatura inferiore ai
4000 K non si troverebbe in equilibrio idrostatico, ed inizierà
a contrarsi e riscaldarsi fino a raggiungere il limite di
Hayashi. Una volta raggiunto questo limite, la nube
protostellare diventerà una protostella che continuerà a
contrarsi (su un tempo scala di Kelvin-Helmholtz) a
temperatura effettiva quasi costante, rimanendo in
prossimità del limite di Hayashi.
Sul diagramma H-R la traccia di Hayashi è circa una linea
verticale. Le stelle che si trovano al limite di Hayashi sono
totalmente convettive: questo perché sono stelle fredde e
altamente opache, pertanto il trasporto radiativo di energia
non è efficiente e, di conseguenza, all'interno della stella
s'instaura un forte gradiente di temperatura che origina moti
convettivi. Stelle con masse minori di 0,5 masse solari
restano sulla traccia di Hayashi durante la loro fase di presequenza principale, agganciandosi la sequenza principale
nella parte bassa della traccia di Hayashi.
Pre-Main-Sequence Evolution
Hydrostatic equilibrium
reached
Isothermal collapse of the protostar:
Gravitational energy release in equilibrium
with radiative cooling:
Hayashi Track
Isothermal collapse
→ Formation of a
protostellar core
La Nebulosa di Orione
La Nebulosa di Orione (nota anche come M 42) è una
delle nebulose diffuse più brillanti del cielo notturno.
La Nebulosa di Orione possiede una forma grosso
modo circolare, la cui massima densità si trova in
prossimità del centro; la sua temperatura si aggira
mediamente sui 10.000 K, ma scende notevolmente
lungo i bordi della nebulosa. Diversamente dalla
distribuzione della sua densità, la nube mostra una
variazione di velocità e turbolenza in particolare
nelle regioni centrali. I movimenti relativi superano i
10 km/s, con variazioni locali fino ai 50 km/s, e forse
superiori.
La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in
cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno
infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700
stelle in vari stadi di sviluppo. Recenti osservazioni
col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un
numero così elevato di dischi protoplanetari, che al
giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono
stati osservati entro questa nebulosa.