Ancora all'inizio del ventesimo secolo 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 molte 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.
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.
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