Il mistero del mezzo interstellare

Della materia che occupa la vasta distesa tra i sistemi di stelle all’interno di una galassia sappiamo ancora pochissimo, ma grazie allo studio appena presentato da un gruppo internazionale di scienziati, tra cui spicca la partecipazione della Johns Hopkins University, potremmo essere a un passo dalla soluzione di quel puzzle noto come ‘polvere di stelle’ che da quasi un secolo ancora resta un mistero. I ricercatori sono convinti che il loro lavoro dimostri, nei fatti, un nuovo modo di ottenere localizzazione e composizione della materia che si nasconde fra le stelle della Via Lattea. Un insieme di materiali che comprende polveri e gas composti da atomi e molecole, residui di stelle che hanno concluso il loro ciclo vitale. Materiale che certo costituisce la base per nuove stelle e pianeti. “Si dice che, in fondo, siamo tutti polvere di stelle, dal momento che tutti gli elementi chimici più pesanti dell’elio sono prodotti nelle stelle”, spiega Rosemary Wyse, docente di fisica e astronomia alla Johns Hopkins e prima autrice della ricerca che ha permesso di disegnare la nuova mappa della Galassia. “Ma quel che non sappiamo ancora è perché le stelle preferiscano alcuni luoghi dello spazio per il loro processo di formazione. Questo lavoro ci fornisce nuovi elementi per comprendere il mezzo interstellare da cui si formano gli astri che punteggiano l’Universo”. In particolare lo studio si concentra su un particolare fenomeno di assorbimento della luce stellare, conosciuto come diffuse interstellar band (DIBS). Noto dagli anni Venti del secolo scorso, consiste nella mancanza di alcune linee nello spettro luminoso di stelle, che, per la loro posizione rispetto a noi, si trovano ‘nascoste’ dietro un mezzo interstellare che per proprietà chimiche ne assorbe parte della luce. Dal 1922, anno della prima scoperta, gli scienziati hanno riscontrato oltre 400 fenomeni di DIBS. La materia che causa le bande nere nello spettro luminoso, come d’altra parte la sua precisa ubicazione, è però rimasta un mistero. Il tipo di assorbimento che si registra indica presenza di grandi molecole complesse. Ma non esistono evidenze scientifiche. Inutile dire che fisica e chimica di queste regioni sono elementi chiave per comprendere i processi di formazione di stelle e galassie. Indizi più concreti ora possono essere dedotti dalle mappe appena pubblicate su Science, e prodotte dai 23 scienziati che hanno partecipato allo studio. Le mappe sono state assemblate grazie ai dati raccolti dal Radial Velocity Experiment – un progetto che coinvolge oltre 20 istituti sparsi per il mondo e coordinato dal Leibniz-Institut für Astrophysik di Potsdam – in 10 anni di attività, utilizzando lo UK Schmidt Telescope in Australia. Dati per 500.000 stelle: un campione significativo che ha permesso ai cartografi di determinare la distanza cui si trova il materiale che provoca i DIBS e di conseguenza come il mezzo interstellare si distribuisca in tutta la Via Lattea. Ma dalle mappe si vede anche di più. Le molecole complesse ritenute responsabili del fenomeno dei DIBS sono infatti distribuite in modo diverso rispetto ad altri componenti conosciuti del mezzo interstellare (le particelle solide che solitamente chiamiamo polveri). “Per capire qualcosa di più sul mezzo interstellare, dobbiamo anzitutto avere un’idea chiara di come sia distribuito all’interno della nostra galassia”, conclude Wyse. “E questo è quanto ha prodotto il nostro lavoro. In futuro potremo raccogliere maggiori dettagli, ora abbiamo un metodo che funziona”. (Media Inaf).

In astronomia, il mezzo interstellare (abbreviato in ISM, dall’inglese InterStellar Medium) è il materiale rarefatto costituito da gas e polvere che si trova tra le stelle all’interno di una galassia. Il mezzo interstellare galattico è colmato da energia sotto forma di radiazione elettromagnetica e si mescola gradatamente al mezzo intergalattico circostante. Fino alla fine del XIX secolo, lo spazio interstellare era considerato sostanzialmente vuoto. Nel 1904, l’astronomo tedesco Johannes Hartmann scoprì il gas interstellare, mentre ventisei anni dopo, nel 1930, lo svizzero Robert Trumpler scoprì la polvere interstellare, che causava l’arrossamento del colore delle stelle lontane. Il mezzo interstellare consiste di una miscela piuttosto rarefatta di ioni, atomi, molecole, granuli di polvere, raggi cosmici e campi magnetici;[2] in massa il 99% della materia è costituito dai gas, il restante 1% dalle polveri. Le densità (ρ) variano da poche migliaia ad alcune centinaia di milioni di particelle per metro cubo, con un valore medio attestato nella Via Lattea di un milione di particelle al m3 (1 particella al cm3). Il Sole, ad esempio, sta attualmente viaggiando, nel corso della sua orbita attorno al centro galattico, all’interno della Nube Interstellare Locale (ρ=0,1 atomi cm−3), posta a sua volta all’interno della Bolla Locale (ρ=0,05 atomi cm−3). Come risultato della nucleosintesi del Big Bang, il gas del mezzo interstellare è costituito all’incirca all’89% da idrogeno e per il 9% da elio, con un 2% di elementi più pesanti (definiti nel gergo astronomico “metalli”) e composti in tracce. Il mezzo interstellare gioca un ruolo importante in astrofisica per via del suo ruolo di “via di mezzo” tra ordini di grandezza stellari ed ordini di grandezza galattici. Le stelle inoltre interagiscono in molteplici modi col mezzo interstellare: innanzi tutto si formano all’interno delle regioni più dense dell’ISM, le nubi molecolari, quindi ne plasmano le strutture grazie ai loro venti e ne modificano la composizione, arricchendola degli elementi più pesanti prodotti al loro interno, una volta giunte al termine della loro evoluzione, tramite l’emissione di una nebulosa planetaria o l’esplosione di una supernova; quest’ultimo meccanismo è alla base della produzione degli elementi più pesanti del ferro, l’ultimo elemento sintetizzabile nel nucleo di una stella. Queste continue interazioni tra stelle e ISM aiutano a determinare il tasso al quale una galassia consuma le sue riserve gassose, e dunque permette di misurare il tempo in cui essa va incontro ad un’attiva formazione stellare.

Composizione

Il mezzo è composto normalmente per il 99% da gas e per l’1% da polveri. Il gas è composto mediamente per il 90% da idrogeno e per il 10% da elio, con tracce di elementi più pesanti (chiamati sia pur impropriamente metalli in termini astronomici). Tra questi sono presenti calcio, neutro o sotto forma di cationi Ca+ (90%) e Ca++ (9%), molecole inorganiche (H2O, CO, H2S, NH3, HCN) e organiche (formaldeide, acido formico, etanolo) e radicali (HO°, CN°). Questo mezzo è in genere estremamente tenue: le densità variano da pochi atomi a poche centinaia di atomi per centimetro cubo (il che è comunque un milione di volte più denso delle regioni al di fuori di una galassia). Recenti studi hanno mostrato che la densità nelle vicinanze del Sole (entro 15 anni luce) è molto più bassa della media galattica: da 0,04 a 0,1 atomi per centimetro cubo. La composizione del mezzo interstellare è diversa nei vari tipi di galassie: nelle ellittiche esso è quasi completamente assente, nelle lenticolari è presente in misura ridotta, mentre è maggiormente presente nelle galassie più giovani, come le galassie spiraliformi, tra cui la Via Lattea. Le caratteristiche prominenti del mezzo interstellare sono quelle dove, per un motivo o per l’altro, esso è più concentrato: nubi molecolari giganti (in cui è spesso presente una viva attività di formazione stellare), nubi interstellari, resti di supernova, nebulose planetarie ed altre strutture diffuse e nebulari.

Effetti

L’effetto del mezzo interstellare sulle osservazioni è chiamato estinzione: la luce di una stella viene diminuita di intensità perché è rifratta ed assorbita dal mezzo. L’effetto è diverso a seconda della lunghezza d’onda della luce. Per esempio, la lunghezza d’onda tipica per l’assorbimento dell’idrogeno molecolare si trova a circa 92 nm, n=1, cioè la transizione Lyman-alpha. Perciò è quasi impossibile vedere la luce emessa dalla stella a questa lunghezza d’onda, perché è assorbita quasi tutta durante il suo viaggio verso la Terra. È però possibile studiare il mezzo interstellare proprio sfruttando la sua estinzione: le diverse bande di assorbimento, non attribuibili alla stella, danno informazioni sulla densità e sulla velocità del gas che lo compone. Le informazioni sono state ricavate studiando una singola riga del suo spettro, la radiazione a 21 cm dell’idrogeno.

Fasi

Il mezzo interstellare è in genere diviso in tre “fasi”, a seconda della sua “temperatura”: caldo (milioni di gradi), temperato (migliaia di gradi), e freddo (poche decine di kelvin). È da notare che la “temperatura” è considerata in questo caso come espressione della velocità delle particelle di gas, se la si misurasse con un termometro esso registrerebbe in ogni caso valori vicini allo zero assoluto. Il modello a tre fasi fu introdotto da Chistopher McKee e Jeremiah Ostriker in un articolo del 1977, ed ha formato la base degli studi successivi. La proporzione relativa di queste tre fasi è ancora oggetto di dibattito. (Wikipedia)

La gigante rossa Gacrux

Gacrux (γ Cru / γ Crucis / Gamma Crucis) è la terza stella più luminosa della costellazione della Croce del Sud ed è una delle stelle più luminose del cielo. La sua magnitudine apparente è +1,63 e dista 88,6 anni luce dal sistema solare. Gacrux è una gigante rossa di tipo spettrale M3.5III, il cui colore contrasta con quello bianco-azzurro delle altre tre stelle principali che formano la Croce del Sud. La massa della stella non è completamente certa; se Kaylene Murduch e soci nel 1992 la stimano poco più massiccia del Sole (1,3 M⊙), altri studi, come quelli del professor Jim Kaler, la stimano essere di massa tripla rispetto a quella solare, tuttavia anche K. Ohnaka nel 2015 stima la massa non molto superiore a quella solare, del 50% circa, dopo osservazioni effettuate con lo spettrometro VISIR montato sul Very Large Telescope dell’Osservatorio del Paranal[2]. Ha una luminosità, tenendo conto della radiazione infrarossa che emette una stella così fredda (3400 K), di 1500 volte quella solare, con un raggio 113 volte superiore; se Gacrux fosse al posto del Sole, la sua superficie arriverebbe a meno della metà della distanza Terra-Sole. Nata come una stella di classe B, Gacrux si è evoluta uscendo dalla sequenza principale per trasformarsi in una gigante rossa, passando alla fase della combustione dell’elio. In un futuro relativamente vicino terminerà la sua esistenza di stella normale trasformandosi in una piccola e densa nana bianca. È inoltre una variabile semiregolare con un periodo di circa 90 giorni, anche se sono stati osservati periodi più o meno lunghi e non chiaramente definiti. Gacrux è anche una binaria ottica; la compagna è di magnitudine apparente +6.4, di tipo spettrale A3, è in un angolo di 25 ” con un angolo di posizione di 128 gradi dalla stella principale e può essere osservata con il binocolo. Tuttavia questa stella non ha legami gravitazionali con la principale, in quanto si trova ad una distanza notevolmente superiore, a circa 400 anni luce dalla Terra. Un ipotetico osservatore situato dalle parti di questa stella di classe A, guardando in direzione di Gacrux e del Sole, vedrebbe a sua volta come una doppia ottica la coppia di stelle apparentemente vicine formata dal Sole e da Gacrux stessa.

Quando una stella come Betelgeuse muore

Ultimamente Betelgeuse è stata decisamente al centro dell’attenzione dei media per via dell’importante diminuzione della sua luminosità, che ha lasciato sperare in un rapido avvicinamento al termine della sua vita. E quando una stella come lei – con una massa di oltre 10 volte la massa del Sole – muore, lo fa in modo spettacolare. La luminosità di questa stella recentemente era scesa al valore più basso degli ultimi cento anni, e molti appassionati di spazio si sono entusiasmati al pensiero che Betelgeuse potesse presto esplodere in una supernova, diventando visibile anche alla luce del giorno. In realtà, si è visto che dal 20 febbraio la sua luminosità sta iniziando ad aumentare nuovamente. Era già successo che la sua luminosità diminuisse ma il minimo di questa volta è stato proprio basso, rispetto ai precedenti, e il calo è risultato evidente perfino a occhio nudo. Mentre la famosa stella nella spalla di Orione probabilmente scomparirà entro i prossimi milioni di anni – che è l’equivalente di un paio di giorni nel tempo cosmico – gli scienziati sostengono che la sua attenuazione sia dovuta al fatto che la stella stia pulsando. Il fenomeno è relativamente comune tra le supergiganti rosse, il gruppo al quale appartiene  Betelgeuse. Gli astronomi di Uc Santa Barbara hanno già pronte le previsioni sulla luminosità della supernova prodotta quando una stella pulsante come Betelgeuse esploderà. Jared Goldberg, ricercatore alla National Science Foundation, ha pubblicato uno studio con Lars Bildsten, direttore del Kavli Institute for Theoretical Physics (Kitp) e Bill Paxton, membro del Kitp, che spiega in dettaglio come la pulsazione della stella influenzerà la sua esplosione. L’articolo è stato pubblicato su The Astrophysical Journal. «Volevamo sapere come apparirebbe una stella che esplodesse in diverse fasi della sua pulsazione», dice Goldberg. «I precedenti modelli sono più semplici perché non includono gli effetti dipendenti dalla pulsazione nel tempo». Quando una stella delle dimensioni di Betelgeuse, al termine della sua vita, esaurisce il “combustibile” presente nel suo nucleo, perde la pressione di radiazione che normalmente contrasta la forza gravitazionale, impedendole di crollare sotto il suo immenso peso. Il conseguente collasso del nucleo avviene in mezzo secondo, molto più velocemente di quanto la superficie della stella e gli strati esterni vengano allontanati nello spazio, gonfiandosi attorno a ciò che rimane della gigante. Quando il nucleo di ferro collassa, gli atomi si dissociano in elettroni e protoni. Questi si combinano per formare neutroni e nel processo rilasciano particelle ad alta energia chiamate neutrini. Normalmente, i neutrini interagiscono pochissimo con la materia – ogni secondo, 100mila miliardi di neutrini attraversano il nostro corpo senza che avvenga una collisione. Le supernove sono tra i fenomeni più potenti dell’universo. I numeri e le energie dei neutrini prodotti nel collasso del nucleo sono così immensi che anche se solo una piccola frazione si scontrasse con il materiale stellare, sarebbe più che sufficiente per generare un’onda d’urto in grado di far esplodere la stella. Quell’esplosione andrebbe a colpire gli strati più esterni della stella con un’energia stupefacente, creando un bagliore capace di eclissare, anche se per poco, un’intera galassia. L’oggetto rimarrebbe brillante per circa 100 giorni, poiché la radiazione riuscirebbe a propagarsi verso di noi solo quando l’idrogeno ionizzato si ricombina con elettroni liberi, per tornare ad essere neutro. Questo procede dall’esterno verso l’interno, nel senso che gli astronomi riescono a vedere a profondità maggiori nella supernova col passare del tempo. A quel punto, tutto ciò che rimarrebbe sarebbe il debole bagliore del fallout radioattivo, in grado di continuare a brillare per anni. Le caratteristiche di una supernova variano con la massa della stella, l’energia totale dell’esplosione e, soprattutto, il suo raggio. Ciò significa che la pulsazione di Betelgeuse rende più complicata la previsione di come esploderà. I ricercatori hanno scoperto che se l’intera stella pulsasse all’unisono – inspirando ed espirando, diciamo –  la supernova si comporterebbe come se Betelgeuse fosse una stella “statica” con un certo raggio. Tuttavia, diversi strati della stella potrebbero oscillare in modo opposto: gli strati esterni si potrebbero espandere mentre gli strati centrali si stanno contraendo, e viceversa. Nel caso di una pulsazione semplice, il modello ha prodotto risultati simili ai modelli che non hanno tenuto conto della pulsazione stessa. «Appare come una supernova generata da una stella più o meno grande, a seconda dei diversi punti della pulsazione», spiega Goldberg. «È quando si iniziano a considerare pulsazioni più complicate, nelle quali c’è materia che si muove contemporaneamente verso l’interno e verso l’esterno, che le cose cambiano e il nostro modello prevede evidenti differenze». In questi casi, i ricercatori hanno scoperto che quando la luce fuoriesce da strati di esplosione progressivamente più profondi, le emissioni sembrerebbero essere il risultato di supernove di stelle di dimensioni diverse. «La luce proveniente dalle parti della stella che si stanno comprimendo è più debole», aggiunge Goldberg, «proprio come ci aspetteremmo da una stella più compatta e non pulsante». Al contrario, la luce proveniente dalle parti della stella che si stavano espandendo in quel momento sembrerebbe più luminosa, come se provenisse da una stella più grande e non pulsante. I risultati delle simulazioni eseguite specificamente su Betelgeuse verranno presentati da Goldberg, Andy Howell e Evan Bauer a Research Notes, la rivista della American Astronomical Society. Oltre a questo, Goldberg sta anche lavorando con Benny Tsang al confronto di diverse tecniche di trasferimento radiativo nelle supernove e con Daichi Hiramatsu al confronto tra modelli teorici di esplosione e osservazioni di supernova.

di Maura Sandri (Media Inaf)