La polvere cosmica

La Via Lattea contiene nubi di particelle che potrebbero rivelarsi di fondamentale importanza per comprendere l'origine delle stelle   

di: Ulf Borgeest. articolo apparso su Le Scienze nr 336

la maggior parte degli astronomi credeva che lo spazio interstellare fosse vuoto. Nel 1904, però Johannes Franz Hrtmann (1865-1936) dell'osservatorio di Potsdam scoprì nello spettro del sistema binario stretto Delta Orionis righe di assorbimento che non potevano essere di origine stellare; dovevano invece essere causate da gas interposto fra la Terra e l'oggetto. Fu Edward Emerson Barnard (1857-1923) a riconoscere infine che le regioni povere di stelle della via lattea non sono affatto prive di materia, ma sono formate da nubi di gas contenenti una quantità relativamente alta di particelle di polvere, che assorbono la luce delle stelle situate al di là di esse. Molte di queste nubi oscure interstellari coprono aree di cielo relativamente grandi e hanno forme irregolari; ce ne sono però anche parecchie dalla forma molto compatta e arrotondata. Bart J. Bok ( 1906-1983 ) fu il primo a ipotizzare, nel 1942, che questi <<globuli>> potessero essere stadi preliminari della formazione di protostelle: avendo un interno relativamente freddo -dato che la radiazione delle stelle vicine non può penetrare in profondità dentro di essi- possono contrarsi per effetto della gravitazione, ammirando così la formazione stellare. Da un tale conglomerato di gas e polvere ebbe origine e il Sole, 4, 6 miliardi di anni fa. A1 distanza di oltre 30.000 anni luce dal centro della Via Lattea c'era una nube formata principalmente da idrogeno ed elio; alla temperatura di pochi Kelvin del suo interno, gli elementi più pesanti erano condensati in gran parte in granuli di polvere: particelle di carbonio simile alla fuliggine, e silicati, cristalli d'acqua e di ammoniaca. A causa della loro scarsa energia termica, le particelle di gas e polvere non offrivano resistenza alla gravitazione, che tendeva ad addentare sempre più la materia. Quanto più il collasso progrediva tanto più cresceva la densità, e tanto più l'energia gravitazionale si convertiva in calore. Infine, dopo alcune decine di migliaia di anni, il processo era progredito a tal punto che nella regione centrale della nube densità e temperatura avevano raggiunto valori critici, in corrispondenza dei quali i nuclei di idrogeno cominciarono a fondersi in elio, e il bagliore della fusione annunciò la nascita di una nuova stella. Questo evento si ripete ancor oggi in molti punti della nostra Via Lattea. Esso non è tuttavia osservabile direttamente in quanto le dense nubi di polvere ci impediscono la visione delle protostelle.

Solo le moderne tecniche di osservazione permettono agli astronomi di farsi un'idea di ciò che accade

 poco dopo la nascita delle stelle. Si conoscono così gli oggetti giovani che già risplendono, ma che sono ancora avvolti da un involucro di polvere e circumstellare ed espellono ponderosi getti di materia nello spazio cosmico. Alla fine della loro evoluzione, inoltre, le stelle si liberano di una parte della loro massa. Questo gas è arricchito da elementi pesanti, prodotti per fusione nucleare o sintetizzati nel corso delle precedenti esplosioni di supernova ed entrati a far parte della materia che formò queste stelle; in seguito gli elementi pesanti si aggregano parzialmente in polvere, e rimangono perciò a disposizione per una nuova generazione di stelle. La polvere svolge così un ruolo importante nel ciclo materiale della via lattea e nell'evoluzione dei miliardi e miliardi di altre galassie. Anche gli elementi da cui è formata la Terra hanno partecipato più volte a questo scambio ciclico tra stelle e materia interstellare. Del resto la polvere cosmica determina anche in modo diretto l'immagine che abbiamo dell'universo: le nubi oscure non ci nascondono solo molte stelle e il centro lattico, ma anche una parte considerevole delle galassie lontane e quindi dell'universo primordiale. Così la maggior parte dei quasar, che sono fra i corpi celesti visibili più lontani e che hanno quindi avuto origine nelle prime fasi dell'evoluzione dell'universo, è celata da sciami di galassie ricche di polvere.

Osservata dall'esterno, la via lattea apparirebbe come un immenso agglomerato di stelle, appiattito in forma di disco e con una vistosa struttura a spirale. La percentuale di polvere nella materia interstellare -formata in prevalenza da gas- è compresa fra l'uno e il due per cento. In media è presente un atomo di gas per centimetro cubo, mentre si trova un grano di polvere del peso di forse neppure un milionesimo di grammo in un volume cubico con uno spigolo di 30 mt. Data la sua estensione sconfinata, lo spazio interstellare contiene tuttavia circa il 10% dell'intera massa della galassia. La materia interstellare è però osservabile soltanto dove si raccoglie in nubi dense, dando origine a una varietà di fenomeni visibili.

 Le differenze d'aspetto di queste cosiddette nebulose dipendono principalmente dalla loro origine e dalla loro densità, come pure dal modo in cui la materia in esse contenuta emette luce, viene illuminata da altre sorgenti di radiazione o nasconde queste ultime. Guardando verso la bellissima costellazione di Orione (foto qui sotto)si può osservare un complesso di nubi particolarmente imponente. Esso si estende su un'area di cielo pari a circa 30 x 20 gradi (corrispondente pressappoco 300 volte la superficie della luna piena) e dista da noi anni in circa 1500 anni luce. Le stelle più luminose di Orione, quelle che danno alla costellazione la sua forma ben nota, si trovano davanti alla nube; la luce delle stelle più lontane e viene diffusa o assorbita dalla polvere e non è percepibile a occhio nudo. Attraverso l'esame di questa regione del cielo si possono spiegare molt proprietà importanti della polvere galattica. Una struttura appariscente, in prossimità della Zeta Orionis, è la nebulosa Testa di cavallo,1 densa nube oscura visibile solo grazie al fatto che si staglia sullo sfondo luminoso di una nebulosa di emissione, la quale risplende perché eccitata dall'intensa radiazione ultravioletta di una stella caldissima. La nebulosa, che ha effettivamente una somiglianza sbalorditiva con il profilo di una testa di cavallo, è in realtà solo una piccola parte di una nube di polvere molto estesa, la cui presenza si rivela in un primo tempo l'osservatore solo indirettamente, a causa della densità molto inferiore delle stelle in essa visibili. Tale fenomeno dipende ovviamente dal fatto che sono accessibili all'osservazione quasi solo le stelle in primo piano, mentre quelle che si trovano nella nube o dietro di essa risultano occultate. Singole regioni della nube oscura sono tuttavia riconoscibili direttamente grazie al fatto che molte stelle si trovano davanti a esse. a una distanza così piccola da investirle con la loro radiazione. Le particelle di polvere e diffondono la luce in tutte le direzioni; gli spettri di queste nebulose assomigliano perciò a quelli delle stelle che le illuminano, ma hanno una maggiore componente blu poiché le particelle di polvere diffondono la luce blu molto più di quella rossa; al contrario, le nebulose di emissione, nelle quali la radiazione proviene dal gas stesso, presentano un colore prevalentemente rosso, e il loro spettro contiene solo singole righe di emissione. Dalla colorazione osservata delle nebulose di emissione gli astronomi possono trarre conclusioni sulla grandezza tipica delle particelle di polvere contenute nelle nubi perché la diffusione è particolarmente efficiente quando il diametro delle particelle è confrontabile con la lunghezza d'onda della luce. I granuli di polvere devono perciò avere un diametro di pochi decimi di micrometro. Anche la luce delle stelle che proviene direttamente all'osservatore è <<colorata>> dalla diffusione: quanto più intenso e lo strato di polvere interstellare che essa deve attraversare, tanto più le parti blu dello spettro vengono diffuse lontano dalla linea di vista: le stelle ci appaiono perciò arrossate come la luce del Sole al tramonto che deve attraversare uno strato d'aria più spesso. La radiazione infrarossa lunghezza d'onda attorno a un micrometro riesce ad attraversare meglio la polvere, venendo meno diffusa rispetto alla luce visibile di breve lunghezza d'onda. Le stelle che rendono brillante la nebulosa di emissione NGC 2024, formatesi solo poco tempo fa dal gas della nube, si trovano ancora all'inizio della loro evoluzione. Se fossero più vecchie avrebbero spazzato via già da molto tempo con il loro <<vento stellare>> la nube che li circonda: un evento che è stato rilevato recentemente, grazie allo Hubble Space Telescope, in un'altra zona in cui stanno nascendo stelle, la nebulosa di emissione M 16 (foto qui sotto.Courtesy Bob Hart) L'origine delle stelle e dei sistemi planetari. Nel gas e nella polvere delle nubi oscure è perciò in corso un processo che per molto tempo è stato invisibile agli astronomi: la formazione di nuove stelle. Solo le tecniche moderne -tra cui in particolare quella dell'astronomia infrarossa- permettono, grazie ai potenti rivelatori applicati a grandi telescopi o portati nello spazio da satelliti, di guardare più in profondità in queste dense masse di polvere, e contribuiscono a svelare i meccanismi dell'origine delle stelle. Una delle zone di formazione stellare più vicina a noi è la Nebulosa di Orione. C. Robert O'Dell della Rice University di Houston (Texas) e Mark McCaughrean, del Max Plank Institute fur Astronomie di Heidelberg hanno indagato questa regione nel visibile e nell'infrarosso.

Le loro immagini, di risoluzione senza precedentiforniscono nuove informazioni sulla nascita dei sistemi planetari. Innanzitutto nell'infrarosso si vedono molte più stelle che nel visibile, dato che in gran parte esse sono molto giovani e ancora racchiuse nelle nubi di polvere da cui hanno avuto origine. È tuttavia sensazionale l'osservazione che metà circa delle stelle che si trovano davanti alla nebulosa brillante sono circondate da dischi oscuri; le masse stimate fanno supporre che questi dischi siano precursori di sistemi planetari. In altre zone della nebulosa di Orione sono riconoscibili getti di gas luminoso, un fenomeno direttamente connesso con la prima fase di formazione della stella e del disco di polvere. È presumibile che getti molto compatti possano avere origine e solo in un forte campo magnetico, intensificatosi durante il collasso gravitazionale della nube di polvere. Il getti di materia contrapposti giacciono lungo l'asse di rotazione di un vortice di gas e polvere che circonda la giovane stella; in seguito i dischi protoplanetari. I primi getti di questo genere furono scoperti negli anni 50, indipendentemente, dall'astronomo americano George Herbig e dal suo collega messicano Gulliermo Haro. Negli oggetti di questo tipo presenti nella nebulosa di Orione le protostelle sono ancora nascoste da dense nubi di gas e di polvere, mentre nell'oggetto di Herbig-Haro HH 30, nella costellazione del Toro -che dista da noi sono 450 a.l.- nulla impedisce la vista del vortice in forma di disco, che appare quasi esattamente di taglio (foto) Si delinea il probabile precursore di un sistema planetario, mentre la stella giovane nascosta eccita con la sua radiazione gli strati esterni del disco, che cominciano a risplendere.

 La nascita alla morte delle stelle svolgono un ruolo importante nel ciclo materiale delle galassie, ma per capire nel suo insieme l'evoluzione di questi immensi sistemi stellari se ne deve conoscere il contenuto di polvere, dato ricavabile e solo da misurazioni dirette. La polvere interstellare che assorbe la luce delle stelle vicine si riscalda fino a raggiungere temperature di alcune decine di kelvin. L'energia assorbita viene rimessa sotto forma di radiazione termica che ha il suo massimo nell'infrarosso lontano.

Questa regione dello spettro elettromagnetico non è però accessibile dalla Terra in quanto viene assorbito dall'atmosfera. Misurazioni del genere sono diventate possibili solo grazie all'uso di strumenti appositamente raffreddati e schermati portati nello spazio, per esempio in orbita circumterrestre. Il satellite IRAS (Infrared Astronomical Satellite), entrato in attività già nel 1983, ha eseguito una ricognizione dell'intero cielo alle lunghezze d'onda di 12, 25, 60 e 100 micrometri. Ciò ha fornito conoscenze essenziali sulla distribuzione della polvere calda nella via lattea e in altre galassie. Il satellite europeo ISO (Infrared Satellite Observatory), lanciato nel novembre 1995, è il primo specificamente equipaggiato per compiere osservazioni nell'infrarosso lontano; esso trasporta apparecchiature fotografiche, fotometri e spettrometri per eseguire un'analisi completa di singole sorgenti, ed è in grado di indagare l'intervallo di lunghezze d'onda comprese fra 2,4 e 240 micrometri. Da questo osservatorio possiamo attenderci progressi essenziali dell'astronomia infrarossa. I dati finora ottenuti indicano che le aree di formazione stellare si trovano nei bracci di spirale delle galassie; negli spazi fra un braccio e l'altro non si formano nuove stelle. Poiché però IRAS non era in grado di rilevare polvere di temperatura inferiore a circa 30 K, rimane incerto se -proprio tre bracci di spirale- non ci siano nubi di polvere ancora da scoprire. Su questo problema gli specialisti discutono animatamente. Un gruppo di ricerca internazionale -formato da David Block della Witwatersand University di Johannesburg, Adolf Witt della Toledo University nell'Ohio, Preben Grosbol dell'European Southern Observatory (ESO) a Garching presso Monaco di Baviera, Alain Stockton dell'Università delle Hawaii a Honolulu e Andrea Moneti dell'ESO a La Silla in Cile -ha introdotto un procedimento del tutto nuovo per cercare polvere fredda. L'idea di base è sempre quanto geniale: si realizzano due fotografie di una galassia,1 nel visibile e l'altra nell'infrarosso vicino, si fa calcolare a un computer, per ogni punto dell'immagine, il rapporto fra luminosità nelle due regioni spettrali e si usa il risultato ottenuto per costruire una nuova immagine della galassia. Le aree e contenenti polvere sono immediatamente riconoscibili: nelle zone in cui la galassie molto più luminosa nell'infrarosso e nel visibile, ossia laddove la polvere arrossa le stelle, la nuova immagine appare scura. Con questo procedimento gli scienziati non solo hanno potuto dimostrare che c'è polvere nelle zone comprese tra i bracci di spirale, ma sono anche riusciti a

stimare il contenuto complessivo di polvere delle galassie.

Hanno allora compiuto l'importante scoperta che la galassia spirale NGC 2997 contiene circa 10 volte più polvere di quanto si ritenesse in precedenza sulla base delle fotografie eseguite da IRAS nell'infrarosso lontano. Da allora il gruppo di ricerca ha applicato questo metodo ha galassie di tipi differenti; i risultati sono stati in generale comparabili, cosa che ha suscitato grande animazione fra gli astronomi. Non è tuttavia ancora possibile prevedere quali conseguenze scientifiche ne risulteranno.

Quasar rossi

Benché minoritaria rispetto tutta la materia dell'universo visibile, la polvere cosmica ha un'importanza enorme per le osservazioni astronomiche e per le teorie che si costruiscono su di esse: se la polvere fosse distribuita in modo uniforme, oscurerebbe sempre più fortemente l'universo e al crescere della distanza impedirebbe di tutto l'osservazione delle galassie più lontane, proprio quelle da cui si potrebbero attingere informazioni sulle primissime fasi dell'evoluzione del cosmo. Ma poiché la polvere e associata alle galassie, l'effetto di oscuramento si ha solo su certe linee di vista. Quanto grande sia quest'effetto -e quali conseguenze abbia per la cosmologia il fatto che gli astronomi possono basarsi esclusivamente sui risultati di osservazioni lungo linee di vista sgombre di polvere- si può per ora valutare solo in modo qualitativo. La distribuzione delle nubi di polvere nell'universo ha conseguenze considerevoli per lo studio dei quasar, i corpi celesti più lontani conosciuti. Questi oggetti sono i numerosissimi nuclei di galassie cosiddette attive, e si ritiene che rappresentino una fase molto vicina all'origine di tali immensi sistemi stellari. Il quasar sono perciò oggetti chiave per la cosmologia. A distanza molto grandi, corrispondenti a un'epoca in cui l'universo aveva meno di 1/5 della sua età attuale, l'abbondanza dei quasar diminuisce però drasticamente. Forse prima di quell'epoca non c'erano ancora galassie? Una spiegazione alternativa di questo fenomeno fu proposta più di 20 anni fa (a oggi -n.d.w.) da Jeremiah P. Ostriker della Princeton University.

Alcuni miliardi di anni dopo il Big bang

l'universo era molto più piccolo di quanto non sia oggi, e le galassie erano molto più fittamente ammassate. Le linee di vista verso le galassie estremamente lontane -e quindi verso l'universo primordiale- sono tutte disturbate da oggetti più vicini. Può darsi dunque che la polvere della galassie in primo piano nasconda il quasar più remoti. All'idea di Ostriker si opponeva finora solo la tesi che la quantità di polvere contenuta nelle galassie, ritenuta da tutti modesta, non sembrava in grado di svolgere una tale azione di filtro. Questa situazione è però mutata con le osservazioni di NGC 2997 e di altre galassie. La congettura di Ostriker si concilia inoltre con una scoperta compiuta da un gruppo di astronomi australiani diretto da Rachel Webster dell'Università di Melbourne. I ricercatori hanno analizzato la luminosità ottica e il colore di un campione di quasar individuato con il radiotelescopio di Parkes nel Nuovo Galles del Sud. Metà degli oggetti di questo campione irradia una luce sorprendentemente rossa, anche se il quasar in generale sono noti per emettere radiazioni e soprattutto nel blu. In particolare, appaiono arrossati di quasar meno luminosi, ossia quelli che non erano stati in precedenza studiati in modo sufficientemente approfondito. Ovviamente quasar situati dietro galassie ricche di polvere presenterebbero lo stesso aspetto. Finora non è certo se sia questa la vera causa dell'arrossamento della luce dei quasar: potrebbe trattarsi anche di un'anomalia presente nelle sorgenti stesse. Del resto rimarrebbe ancora da chiarire se la polvere -ammesso che essa sia la causa di questo effetto- si trova in galassie in primo piano o nella galassia madre del quasar. Il modello di Ostriker ha bisogno di ulteriore sostegno empirico. Il riconoscimento che le galassie studiate da Block e colleghi contengono abbastanza polvere per poter arrossare fortemente i quasar situati al di là di esse non è sufficiente come conferma, poiché queste galassie sono relativamente vicine e quindi evolute. Nell'universo primordiale la quantità di polvere poteva essere ben minore. Il metodo di Block, inoltre, non è applicabile galassie lontane parecchi miliardi di anni luce, le quali appaiono appena visibili come macchioline diffuse di debole luminosità.

Esiste d'altra parte una classe di quasar

la cui radiazione giunge fino a noi dopo aver certamente attraversato galassie a spirale. Nello spettro di tali sorgenti una certa righe di assorbimento, denominata riga Lyman-alfa dell'idrogeno, è particolarmente larga e attenuata: ciò dipende dal fatto che una galassia in primo piano assorbe la luce del quasar in un determinato intervallo di lunghezze d'onda. Dall'intensità della riga si può ricavare il contenuto di gas della galassia. Particolarmente importante è il fatto che lo spettro del quasar mostra righe di assorbimento molto più sottili di elementi pesanti che sono presenti nel gas della galassia; in tal modo si può misurare direttamente l'arricchimento in questi elementi e stimare il contenuto di polvere delle galassie. I valori così ottenuti per diverse galassie lontane variano considerevolmente fra loro, ma è degno di nota il fatto che il grado di arricchimento in elementi pesanti e in media solo 10 volte inferiore rispetto a quello delle galassie vicine. Si osservano dunque chiaramente diverse tappe dell'evoluzione chimica di questi sistemi stellari. Poiché il campione studiato contiene solo galassie che si trovano casualmente davanti a quasar e le relative linee di vista si possono considerare rappresentative dell'universo nel suo insieme, pare che in questa conclusione statistica si possa escludere un errore; così in ogni caso pensava finora la maggior parte dei cosmologi. È probabile, però, che vi sia ugualmente un effetto preferenziale, legato al fatto che i quasar nei cui spettri si cercavano tracce della sovrapposizione di galassie lontane erano otticamente accessibili. Contrariamente al lavoro di Rachel Webster e colleghi, che avevano tratto il loro campione di quasar da una rassegna radio completa del cielo, le ricerche spettrali si fondavano su sorgenti che erano state individuate con telescopi ottici. La differenza fondamentale tra i due tipi di osservazione risiede nel fatto che la polvere non assorbe radiazione nelle frequenze radio. Di conseguenza un campione di quasar scoperti nelle onde radio fornirà le linee di vista che sono rappresentative dell'universo nel suo insieme per quanto riguarda la quantità di polvere presente, mentre un campione scelto nel visibile presenterà un numero molto superiore alla media di linee di vista sgombera da polvere. Un esempio può chiarire l'importanza di questo effetto preferenziale.

Supponiamo che metà delle linee di vista e verso quasar lontani attraversi esattamente una galassia, la quale arrossa così fortemente il quasar situato dietro di essa da ridurne la luminosità nel visibile a metà di quella che si avrebbe se non vi fosse sovrapposizione. Poniamo che l'altra metà delle linee di vista sia invece sgombra da polvere: in una campione radioastronomico di quasar, un oggetto su due risulterebbe arrossato nel visibile, in conformità con i risultati dei ricercatori australiani. Per quanto riguarda il campione dei quasar scoperti con telescopi ottici, supponiamo per semplicità che essi appaiano tutti all'osservatore con la stessa luminosità apparente. Le sorgenti arrossate dovrebbero quindi emettere una quantità doppia di luce. Ma il numero osservato di quasar dipende fortemente dalla loro luminosità intrinseca: al raddoppiare della luminosità i quasar diventano 10 volte più rari. Ne segue che solo una linea di vista su 20 del campione ottico dovrebbe corrispondere a un quasar arrossato. L'universo apparirebbe quindi in media troppo povero di polvere di un fattore 10. (l'esempio è scelto in modo tale da ottenere il risultato fornito dalle osservazioni). Le ricerche spettrali si possono quindi interpretare nel senso che già pochi miliardi di anni dopo il big bang dei galassie contenevano una quantità di polvere paragonabile all'attuale; tuttavia gli astronomi, dati gli effetti legati alla scelta del campione, hanno analizzato soprattutto, degli spettri dei quasar, tracce di galassie relativamente povere di polvere. Come evitare questo effetto di distorsione? Esaminando spettroscopicamente campioni di quasar individuati nelle onde radio. Tra questi ci saranno anche sorgenti deboli nel visibile, fotografabili solo con esposizioni di ore e ore. In questo modo si chiarirà pure se le galassie in primo piano siano responsabili dell'arrossamento di alcuni quasar. Vale la pena di investire in queste ricerche: solo così si potrà capire quantitativamente l'evoluzione chimica dell'universo.