Tra i bracci di una galassia a spirale come la nostra, la Galassia, è possibile trovare delle nubi molecolari giganti. Queste sono nubi fredde e dense costitute da gas e polveri.
Una nebulosa molecolare è sostenuta da campi magnetici (pressione magnetica), pressione (termica) del gas e rotazione (forza centrifuga). Ad un certo punto, a seguito di quella che si chiama diffusione ambipolare il campo magnetico diffonde riducendo il contributo di pressione magnetica. Senza tale contributo la nube diventa instabile e collassa sotto effetto dell’interazione gravitazionale. Per fare ciò però la massa della nube deve superare un limite, detta massa di Jeans, in cui la gravità domina la forza centrifuga e la pressione termica del gas. Durante la fase di collasso alcune parti della nube possono superare localmente la massa di Jeans dando luogo ad ulteriori collassi. Il fenomeno è noto come frammentazione. Fu così che da una nube molecolare gigante, grande 65 anni luce e con una massa di 300 mila masse solari, nacquero molteplici frammenti. Noi saremo interessati ad uno di questi, delle dimensioni di 3.25 anni luce e una massa poco più grande di quella del Sole e che darà origine, a partire da 4.57 miliardi di anni fa, alla nostra stella. Altri frammenti diedero vita a migliaia di stelle. Stelle di cui ancor oggi (esperimento ESA GAIA, 2013) cerchiamo traccia e di cui ci siamo allontanati poche centinaia di milioni di anni dopo la nascita del Sole.
Come la nube molecolare ha iniziato a collassare, questa ha convertito l’energia potenziale gravitazionale in energia termica. Fintanto che al centro vi è poca massa, basse densità, questo risulta trasparente alla radiazione infrarossa ed il calore può così essere dissipato (collasso isotermico). L’aumento di densità nella regione centrale, porta ad un aumento dell’opacità e a una diminuzione della dissipazione del calore (collasso adiabatico). La temperatura così aumenta riscaldando il centro della nube che porta ad un aumento della pressione fintanto che viene raggiunto un equilibrio idrostatico. A mano a mano che la temperatura aumenta l’idrogeno molecolare viene convertito in idrogeno atomico. Tale condizione di equilibrio viene detta protostella e verrà raggiunta dopo 100’000 anni dall’inizio del collasso. La nube, ormai disco a seguito della rotazione via via maggiore per conservazione del momento angolare, avrà a quel tempo una dimensione di 500 UA. Secondo alcuni modelli, infatti, mentre la massa precipita verso il centro, il momento angolare viene portato verso l’esterno. Il disco proto-planetario iniziò a differenziarsi seguendo un profilo di temperatura.
Questo determinò la formazione di una frost line a circa 3 UA e differenziazione nella storia della formazione dei pianeti interni ed esterni a tale linea. La regione interna è quindi costituita da metalli e minerali mentre quella in quella esterna si possono trovare anche sostanze volatili allo stato solido come acqua, ammoniaca e metano. Esiste anche una soot line (fuliggine) ovvero una regione dove i PAH e i composti del carbonio possono vivere allo stato solido.
Nel giro di 5 milioni di anni, quando la temperatura supera 1 milione di K allora inizia la fusione nucleare del p + d che produce 3He e radiazione gamma. Questa reazione scalda il nucleo della nube permettendo un collasso ulteriore fintanto che tutto il deuterio non è stato consumato. La protostella diventò così una stella di tipo T Tauri ed il disco si ridusse a 200 UA di diametro. Durante questa fase forti venti solari soffiarono via il restante gas e polveri dal disco proto-planetario.
Finito il deuterio, la stella ricominciò a contrarsi con un conseguente aumento della temperatura fino a dieci milioni di K. In queste condizioni fu così possibile la fusione nucleare p + p e una nuova stella poté finalmente nascere raggiungendo in 50 milioni di anni la sequenza principale: il Sole.
Astrofotografia
Riscopriamo quanto imparato in questo articolo andando a fotografare i seguenti oggetti:
- Nebulosa Pellicano (IC 5070) e gli oggetti di Herbig-Haro: durante il processo di formazione di una stella del gas ionizzato (plasma) viene espulso a velocità supersoniche dai poli sotto forma di getti. Collidendo con le nubi più dense che circondano la stella in formazione, il gas di queste ultime si eccita e si illumina per triboluminescenza. Tali regioni nebulari luminose prendono il nome di oggetti di Herbig-Haro. Questi oggetti verranno poi dispersi dal vento solare della neonata stella.
- Globuli di Bok nella nebulosa Pacman (NGC 281): nella nebulosa Pacman è possibile osservare di globuli di Bok ovvero una nebulosa oscura, sede di formazione stellare. Sono oggetti delle dimensioni di un anno luce circa e massa tra le 10 e le 50 masse solari. Masse così elevate portano generalmente alla nascita di sistemi stellari multipli. Al loro interno si suppone l’esistenza di protostelle e stelle in formazione.
- Stella T Tauri: oggetto che da il nome all’intera classe di stelle in pre-sequenza principale, ovvero quella fase di evoluzione stellare compresa tra la protostella e la stella. Nei pressi della stella c’è la nebulosa di Burnham (HH255) che è un oggetto di Herbig-Haro. Intorno alla stella sono, immersi in un complesso nebulare più ampio, sono visibili la nebulosa a riflessione “Nebulosa Variabile di Hind” NGC 1555 e la nebulosa oscura DOBASHI 4471.
- Nube Molecolare del Toro: nebulosa oscura dove è possibile osservare oggetti nelle prime fasi di formazione stellare (protostelle, stelle di tipo T Tauri, oggetti di Herbig-Haro).
- M16 ed i pilastri della creazione: questo oggetto è diventato il simbolo del Telescopio Spaziale Hubble. Sono colonne di gas interstellare e polveri, sede di formazione stellare (protostelle e stelle di tipo T Tauri).
