L'universo intorno a noi Massimo Capaccioli - News
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prevalentemente al disco galattico e sono relativamente giovani<br />
(hanno al massimo 5 miliardi di anni), mentre quelle di Popolazione<br />
II sono molto più antiche. Esse appartengono alla componente sferoidale<br />
della Galassia, costituita dal bulge centrale e dall'alone: un<br />
enorme sfera di stelle che si estende per oltre 60,000 anni luce.<br />
Nell'alone troviamo anche gli ammassi globulari che, come dice il<br />
nome, sono strutture pressoché sferiche contenenti da alcune decine<br />
e parecchi di migliaia di stelle. Questi sistemi possono essere<br />
anche molto antichi: la loro estrema compattezza li ha difesi dall'azione<br />
disgregatrice della marea galattica che tende a sciogliere<br />
tutti gli assembramenti. Si tratta dunque di insiemi di stelle coeve,<br />
molto vecchie e di massa diversa, su cui, come faceva il nostro<br />
moscerino di qualche pagina addietro, studiare gli effetti dell'evoluzione.<br />
Ritorniamo ora al disco galattico. A differenza di ciò che<br />
accade nello sferoide, oltre alle stelle il disco galattico (Figura 7)<br />
contiene anche una frazione non trascurabile di mezzo interstellare<br />
(circa il 10% della massa totale):<br />
una mistura di gas, prevalentemente<br />
idrogeno nei suoi tre stati (ionizzato,<br />
neutro e molecolare), e polveri.<br />
Il mezzo interstellare non è<br />
uniforme ma, a causa delle complesse<br />
interazioni tra materia, gravità<br />
e campi magnetici galattici,<br />
tende ad addensarsi in "nubi molecolari".<br />
Si tratta di strutture enormi,<br />
estese anche 1000 anni luce e<br />
con masse di oltre un milione di<br />
Soli, che sono visibili nel radio, a<br />
lunghezze d'onda centimetriche e<br />
Figura 8: la Nebulosa di Orione (Messier 42)<br />
fotografata dalla Wide-Field Camera del<br />
telescopio di 2.2 m dell'MPI-ESO, a La Silla,<br />
Cile. Si tratta di una nube di gas dove nel<br />
recente passato (ultimi 10 milioni d'anni) si<br />
sono formate decine di migliaia di stelle.<br />
Dista 1500 anni luce. (copyright ESO)<br />
millimetriche, grazie alle emissioni molecolari. La grande quantità<br />
di polveri presenti scherma infatti l'interno delle nubi dalla radiazione<br />
ultravioletta emessa dalle stelle vicine e permette l'aggregazione<br />
degli atomi in molecole complesse.<br />
Ad oggi sono state rivelate<br />
le firme di oltre 60 molecole,<br />
alcune delle quali sono tra i mattoni<br />
fondamentali degli amminoacidi.<br />
In condizioni normali,<br />
una nube molecolare è stabile,<br />
cioè ha temperatura e pressione<br />
tali da contrastare efficacemente<br />
la spinta gravitazionale. Basta<br />
però una qualsiasi perturbazione,<br />
ad esempio la collisione con<br />
Figura 9: stelle neonate che emergono da sac-<br />
un'altra nube o l'esplosione di che di gas interstellare chiamate globuli gassosi<br />
in evaporazione (EGG), nella Nebulosa<br />
una supernova nelle immediate dell'Aquila, a 7,000 anni luce dalla Terra nella<br />
costellazione del Serpente. Gli EGG si trovano in<br />
vicinanze, per renderla instabile cima a giganteschi pilastri di gas freddo e polveri,<br />
estesi per anni luce, che a loro volta protru-<br />
e avviare un processo catastrofidono<br />
da una vasta nube di idrogeno molecolare.<br />
co di collasso gravitazionale che, Dentro queste torri gassose la densità è tale da<br />
portare al collasso e alla formazione di nuove<br />
in alcuni milioni di anni, può por- stelle. (copyright HST-NASA)<br />
tare alla completa conversione di una nube in un ammasso stellare.<br />
A questo processo sono associate alcune delle più seducenti fenomenologie<br />
(Figure 8, 9 e 10) che è possibile osservare nei cieli, ed è<br />
dunque opportuno dilungarsi nella loro descrizione.<br />
Quando la nube diviene instabile, cioè quando le perturbazioni<br />
gravitazionali prevalgono sull'effetto "sedativo" della pressione,<br />
questa si frammenta in protonubi di forma rozzamente sferica che,<br />
contraendosi, ruotano sempre più velocemente per effetto della già<br />
menzionata conservazione del momento angolare. Sappiamo anche<br />
che una parte dell'energia potenziale rilasciata durante la contrazio-<br />
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