Le Nebulose Planetarie

L'osservazione delle nebulose planetarie viene ostacolata dal fatto che questi oggetti hanno una luminosità superficiale molto bassa e quindi tendono spesso a confondersi con lo sfondo cielo. Ma con molta attenzione. La luce della nebula Elica (NGC 7293), per esempio, si disperde su un area pari a quella della luna piena. Negli ultimi 20 anni del XVIII secolo il grande William Herschel diede inizio a uno studio approfondito e a una classificazione delle nebulose, chiazze sfumate di luce che non hanno aspetto stellare.  Fu proprio Herschel in un articolo pubblicato nel 1785 a coniare l'espressione <<nebulosa planetaria>> per descrivere una classe di oggetti, la cui forma tondeggiante li faceva assomigliare a versioni spettrali di pianeti.  (Successivamente l'elenco di Herschel, ampliato, divenne il New General Catalogue, e ancora oggi le nebulose si indicano con il numero NGC, cioè il numero d'ordine all'interno di questo catalogo di oggetti celesti non stellari.   Herschel ipotizzava erroneamente che le nebulose planetarie fossero oggetti giovani, non ancora condensatisi in stelle. Da quell'epoca il numero di nebulose planetarie catalogate è cresciuto da una decina a 1600 soltanto solo nella Via Lattea (il numero totale è forse venti volte maggiore).  Cosa ancora più importante, gli astronomi hanno imparato molte cose sulla loro vera natura grazie alla spettroscopia, che permette di scindere la radiazione emessa da un oggetto nelle diverse componenti per analizzarne la natura in funzione delle lunghezze d'onda individuate.   Ogni elemento infatti, emette e assorbe radiazione soltanto in corrispondenza di certe lunghezze d'onda caratteristiche, che nello spettro appaiono come linee sottili, le righe spettrali.   La lunghezza d'onda delle righe spettrali sembra diminuire se la sorgente di radiazione si avvicina all'osservatore e aumentare se essa se ne allontana.   Questo fenomeno, apparentemente semplice, noto come spostamento Doppler, ha fornito e continua a fornire numerosissime informazioni sulla struttura e sulle dinamiche delle nebulose planetarie. All'inizio del XX secolo si scoprì che le righe spettrali delle nebulose planetarie hanno una tipica forma a due picchi, che indica come questi oggetti si stiano espandendo.  La radiazione emessa dal lato della nebulosa che si avvicina a noi, risulta di fatto spostata a una lunghezza d'onda leggermente inferiore, mentre quella del lato che si allontana assume una lunghezza d'onda leggermente più grande. E' chiaro quindi che non si tratta di oggetti che si contraggono per formare nuove stelle, ma di materia espulsa da astri vecchi.   Nel 1956 l'astrofisico sovietico Iosif S. Sklovskij, formulò e dimostrò l'interpretazione moderna, secondo la quale le nebulose si formano dall'espulsione di strati esterni di vecchie stelle giganti rosse, e quindi rappresentano la fine, e non l'inizio della vita di una stella.

La struttura di una nebulosa planetaria dipende molto dall'ambiente ove essa nasce e si sviluppa. In assenza di influenze esterne, dovrebbero formarsi bolle di gas perfettamente sferiche, ma meno di 1/10 di nebulose planetarie catalogate ha questa forma: quasi tutte presentano un evidente asse di simmetria, che rivela l'azione di altre forze. Le nebulose planetarie con una asimmetria modesta come NGC 3242 si dicono ellittiche; quelle ad asimmetria marcata come NGC 650-1 (Il piccolo manubrio) e NGC 2346 vengono definite a farfalla. Molte nebulose contengono anche due addensamenti brillanti ai poli opposti della stella: è il caso di NGC 7009. Tutte queste nebulose possiedono una simmetria assiale, ovvero constano di due  metà simmetriche rispetto a un asse centrale. Secondo quasi tutti i modelli teorici, le forme a simmetria assiale sarebbero il risultato di una perdita di massa particolarmente rilevante nel piano equatoriale della stella durante la fase del superevento. Bruce Balik dell'Università di Washington ha sottolineato che i dati osservativi, secondo i quali il gas si concentra nel piano equatoriale delle stelle, confermano nel complesso questi modelli.  Mark R. Morris dell'Università della California A los Angeles ha avanzato l'ipotesi che le nebulose planetarie non sferiche possono svilupparsi  intorno a sistemi stellari doppi, Secondo la ua teoria, durante la fase di gigante del ramo asintotico la stella progenitrice crescerebbe fino a far traboccare il proprio involucro esterno sulla compagna, dando origine a un disco di gas in rotazione intorno a quest'ultima. Si formerebbero allora due getti di materia che si estendono in direzione perpendicolare al disco (il meccanismo fisico alla base di quest'ultimo fenomeno è tutt'altro che chiaro, ma si osservano spesso getti espulsi dai poli di stelle circondate da un disco di materia). Sarebbero gli effetti mareali della compagna a far concentrare il superevento nel piano orbitale del sistema. La materia espulsa nei getti polari formerebbe poi addensamenti luminosi di gas allineati in direzione perpendicolare al disco. La forma di una nebulosa planetaria può essere influenzata anche dal suo moto attraverso il mezzo interstellare. Quest'ultimo è estremamente rarefatto: la sua densità è di circa un atomo per cm cubo nel piano galattico e scende bruscamente subito al di sopra e al di sotto di esso. Mentre una stella e la nebulosa che la circonda si muovono nella Via Lattea, il mezzo interstellare le lambisce a una velocità compresa tra 40 e 150 Km/s. La parte della nebulosa che fronteggia il flusso rallenta e viene compressa nella direzione del moto; diventa quindi relativamente più densa e più brillante della materia circostante. Laddove la materia della nebulosa incontra il mezzo interstellare possono svilupparsi formazioni complesse. Nel caso della nebulosa Elica, per esempio, sembra che un gas molto rarefatto sia stato rimescolato e compresso un poco più avanti della nebulosa, lungo la direzione del moto. Attualmente si conosce soltanto una decina di nebulose planetarie che presentino tracce evidenti di interazione col mezzo interstellare.Se si riuscisse ad ampliare questo esiguo campione gli astronomi avrebbero a disposizione uno strumento prezioso per studiare la densità e altre caratteristiche fisiche del mezzo interstellare. Numerose osservazioni hanno dimostrato che le nebulose planetarie si espandono a una velocità compresa tra 5 e 100 km/s, con un valore medio di 20 km/s: in alcuni casi è possibile confermare questi valori esaminando visivamente l'espansione della nebulosa.   Formulando una stima delle dimensioni della nebulosa e del rallentamento della sua espansione se ne può calcolare l'età.   I valori ricavati; compresi tra alcune migliaia di anni e 30mila anni, hanno contribuito a porre vincoli ai modelli di evoluzione delle nebulose planetarie e delle stelle che ne occupano il centro.  

Esaminando gli spettri alterati dello spostamento Doppler si è scoperto inoltre che dalla stella centrale di molte nebulose planetarie spira un flusso di gas, o <<vento>>, ad alta velocità.   I venti stellari danno origine a un profilo spettrale caratteristico perché gli atomi possono assorbire alle stesse lunghezze d'onda alle quali le emettono, e quindi gli atomi interposti lungo la linea di vista assorbono in parte la luce della stella prima che questa giunga alla Terra, dando origine a una riga scura (in assorbimento) nello spettro.  Dato che questi atomi si muovono si trovano in quella parte del vento che si muove verso la Terra, le righe in assorbimento risultano spostate a una lunghezza d'onda inferiore.  Degli altri atomi, che non sono proiettati sull'immagine della stella centrale, si vede la radiazione in emissione e non in assorbimento.   Gli atomi emittenti si muovono in tutte le direzioni e quindi presentano uno spostamento Doppler complessivo nullo.   Ne consegue che lo spettro della stella contiene una riga in emissione, ma anche una riga in assorbimento dello stesso atomo, a lunghezza d'onda leggermente inferiore.   La lunghezza d'onda alla quale appare la riga di assorbimento (o più esattamente, la differenza di lunghezza d'onda tra le due righe) consente di valutare la velocità del vento: si sono misurati venti molto veloci, che si muovono anche a 4000 km/s.  L'intensità delle righe in assorbimento e in emissione può essere a sua volta utilizzata per ridurre la densità del vento e quindi la velocità alla quale la stella perde massa, ma questo metodo è in via di miglioramenti.   Le osservazioni spettroscopiche hanno rilevato anche la composizione delle nebulose planetarie.   Ciascun atomo infatti, produce una configurazione caratteristica di righe spettrali che si può osservare e confrontare con gli spettri misurati in laboratorio.   All'inizio però, le emissioni delle nebulose planetarie parvero misteriose: nel 1866 l'astronomo britannico William Huggins scoprì che molte di esse  mostrano tre righe spettrali di intensità particolarmente elevata, due delle quali non corrispondevano ad alcuna emissione allora conosciuta.   Huggins attribuì queste righe a un nuovo elemento ipotetico che chiamò (e non poteva fare diversamente) "Nebulio" . Nel 1927 però Ira S. Bowen della Calif. Inst. of Technology, capì che le misteriose righe erano dovute in realtà a ioni (cioè atomi privi di alcuni dei propri elettroni) , e identificò lo ione responsabile dell'emissione nell'ossigeno ionizzato 2 volte (privo cioè dei due elettroni) che è estremamente instabile sulla Terra, ma è in grado di sopravvivere a lungo nel vuoto quasi totale dello spazio.    La lunghezza d'onda delle righe in emissione identifica in maniera univoca, sia l'elemento sia il numero degli elettroni mancanti, cioè lo stato di ionizzazione.  Quasi tutta la radiazione proveniente dalle nebulose planetarie è emessa da ioni che vengono eccitati da collisioni o dalla radiazione emessa dalla stella calda, oppure che ricatturano elettroni liberi.   Lawrence H. Haller della università di L.Angeles, James Kaler della univ. Illinois e molti altri hanno esaminato le righe in emissione per determinare l'abbondanza relativa delle varie specie atomiche delle nebulose planetarie, usando telescopi ottici e satelliti International ultraviolet explorer  in funzione dal 1978.   La massa delle nebulose planetarie è costituita peri 70% da idrogeno e 28% da elio, il restante: carbonio, azoto, ossigeno  e in maniera ancora inferiore: neon, zolfo, sodio, argo e cloro, questi più pesanti dei primi due.   Si ritiene che molti di questi elementi vengano sintetizzati nelle reazioni termonucleari che si verificano nelle regioni centrali delle stelle; la loro presenza in una nebulosa induce quindi a ritenere che siano stati in qualche modo <<estratti>> dal nucleo della stella.  Le nebulose planetarie non presentano tracce di fenomeni violenti, quindi la materia deve essere stata trasportata per convezione, il processo turbolento che trasferisce materia e energia attraverso la stella.   Dalla abbondanza relativa di elementi pesanti si ricava che la materia che costituisce la nebulosa planetaria deve essere stata estratta dal nucleo ricco di elio e trasportata verso gli strati esterni della stella; il forte vento emesso dall'astro ha poi disperso questi strati.   l'analisi della composizione delle nebulose planetarie rivela alcuni parametri indicativi dei processi verificatisi nella progenitrice, sopratutto l'efficienza e la profondità della convezione al suo interno. L'intensità delle varie righe spettrali rivela anche la temperatura e la densità delle nebulose planetarie. Si ricava che la temperatura meda è di norma intorno ai 10mila Kelvin, mentre la densità varia da alcuni atomi per cm cubo al centro  e alla periferia estrema ben 100mila atomi per cm cubo.  Densità simili sono di gran lunga superiori a quelle della materia interstellare. ( le nebulose planetarie sono comunque decisamente <<vuote>> secondo i criteri terrestri. Le nebulose più piccole tendono ad avere densità relativamente elevate. Infine: raffinando progressivamente gli studi sulle nebulose planetarie, gli scienziati scopriranno nuove informazioni su una gamma di ambienti spaziali, dagli ammassi globulari al nostro Sole che attende la propria gloria finale tra 5 miliardi di anni.

quelli della via lattea