Nube molecolare: differenze tra le versioni

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[[immagine:Molecular.cloud.arp.750pix.jpg|thumb|Right|350px|Entro pochi milioni di anni, la luce emessa dalle stelle brillanti disperderà questa nube molecolare. La nube fa parte della [[Nebulosa Carina]]. Sono visibili nei pressi alcune [[stella|stelle]] di recente formazione. La nube in questa immagine è larga all'incirca due [[anno luce|anni luce]] ed è stata presa dal [[Telescopio Spaziale Hubble]] nel [[1999]].]]
[[File:Molecular.cloud.arp.750pix.jpg|thumb|Right|310px|Entro pochi milioni di anni, la luce emessa dalle stelle brillanti disperderà questa nube molecolare. La nube, detta ''Nebulosa Gesto di Dio'' a causa della caratteristica forma che ricorda un noto [[gesto del dito medio alzato|gesto volgare]], è situata all'interno della [[Nebulosa della Carena]] ed è larga all'incirca due [[anno luce|anni luce]]. Sono visibili nei pressi alcune [[stella|stelle]] di recente formazione. [[telescopio spaziale Hubble|HST]] - [[NASA]]/[[Agenzia Spaziale Europea|ESA]]]]


Una '''nube molecolare ''' è un tipo di [[nube interstellare]] in cui la [[densità]] e dimensione permettono la formazione di [[idrogeno]] [[molecola|molecolare]], H<sub>2</sub>. <br/>
Una '''nube molecolare ''' è un tipo di [[nube interstellare]] in cui la [[densità]] e la [[temperatura]] permettono l'aggregazione degli [[protone|atomi di idrogeno]] per formare [[idrogeno]] [[molecola]]re, H<sub>2</sub>.<ref>{{cita web | autore= C. R. O'Dell | titolo=Nebula | editore=World Book at NASA | url=http://www.nasa.gov/worldbook/nebula_worldbook.html | accesso=18-05-2009 }}</ref>
Le nubi molecolari costituiscono il luogo d'elezione per la [[formazione stellare|nascita di nuove stelle]].<ref name=prialnik>{{cita libro | autore= Dina Prialnik | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | pagine=195&ndash;212 | anno=2000 | editore=Cambridge University Press | id= ISBN 0521650658 }}</ref>
Questa molecola è difficile da scoprire, e la molecola più usata per tracciare l'H<sub>2</sub> è il [[monossido di carbonio]] (CO).
Il rapporto tra la luminosità del CO e la [[massa (fisica)|massa]] del H<sub>2</sub> è più o meno costante, sebbene ci siano ragioni per dubitare di questo presupposto nelle osservazioni di alcune [[galassia|galassie]].


Dal momento che l'idrogeno molecolare è difficile da individuare all'[[astronomia dell'infrarosso|osservazione infrarossa]] e [[radioastronomia|radio]], la molecola più frequentemente utilizzata per determinare la presenza di H<sub>2</sub> è il [[monossido di carbonio]] (CO), con cui è normalmente in un rapporto di 10.000:1, ovvero 10.000 molecole di H<sub>2</sub> per molecola di CO.<ref name="rapp">{{cite web | author=Craig Kulesa | title=Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation | work=Research Projects | url=http://loke.as.arizona.edu/~ckulesa/research/overview.html | accessdate=September 7, 2005 }}</ref> Il rapporto tra la luminosità del CO e la [[massa (fisica)|massa]] del H<sub>2</sub> è più o meno costante, sebbene alcune osservazioni in certe [[galassia|galassie]] mettano in dubbio questo presupposto.<ref name="rapp"/>
Nella [[Via Lattea]], le nubi molecolari rappresentano approssimativamente la metà di tutta la massa di [[gas]] all'interno dell'orbita del [[Sole]], facendone una componente significativa del [[disco galattico]].
Occupano un piano di circa 50–75 [[parsec]] di spessore, molto più sottile degli altri componenti gassosi come l'idrogeno [[atomo|atomico]] e [[ionizzazione|ionizzato]].
Si pensa siano situate principalmente all'interno dei bracci delle spirali, ma è difficile verificarlo nella nostra galassia a causa della difficoltà nel valutarne le distanze, e, nelle altre galassie, perché le osservazioni ad alta definizione (che possono mostrare i bracci chiaramente delineati) non sono sensibili allo sfondo uniforme dell'emissione di CO.


== Formazione ==
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Per quanto ne sappiamo attualmente, la formazione di nuove [[stella|stelle]] nell'[[Universo]] avviene esclusivamente all'interno di nubi molecolari.

Questa è una naturale conseguenza delle loro basse [[temperatura|temperature]] e alte densità, e dall'osservazione che le grandi nubi dove si formano le stelle, sono confinate con forza dalla loro stessa [[gravità]] (come le stelle, i [[pianeta|pianeti]], e le galassie) piuttosto che dalla pressione esterna (come le nubi nel cielo).
[[File:Horsehead-Hubble.jpg|240px|thumb|left|La [[Nebulosa Testa di Cavallo]], una grande colonna di idrogeno molecolare e polveri oscure che si sovrappone al chiarore di [[IC 434]], facenti parte del [[complesso nebuloso molecolare di Orione|complesso di Orione]].]]
La prova viene dal fatto che le velocità delle turbolenze, dedotte dalla larghezza delle righe di CO, variano nello stesso modo della loro velocità orbitale (cfr. [[teorema del viriale]]).

Si ipotizza che le nubi da cui nascono le stelle facciano parte del ''ciclo del mezzo interstellare'', secondo cui i gas e le polveri passano dalle nubi alle stelle e, al termine della loro esistenza, tornino a far parte delle nubi, costituendo la materia prima per una nuova [[popolazione stellare|generazione di stelle]].<ref name="scienze star form">{{cita pubblicazione|titolo=Nuvoloso, con probabilità di stelle| autore=E. T. Young| rivista= [[Le Scienze]]| volume=500| data= aprile 2010| pagine=76-83}}</ref>

Il mezzo interstellare è inizialmente rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particella per cm<sup>3</sup> e normalmente circa il 70% della sua [[massa (fisica)|massa]] è composto da [[idrogeno]], mentre la restante percentuale è in prevalenza [[elio]] con tracce di elementi più pesanti, detti, nel gergo degli astronomi, ''[[metallicità|metalli]]''. La dispersione di energia, che si traduce in un'emissione di radiazione nell'infrarosso lontano (meccanismo questo assai efficiente) e dunque in un raffreddamento della nube,<ref name="scienze star form"/> fa sì che la materia del mezzo si addensi in nubi distinte; man mano che il raffreddamento prosegue, le nubi divengono sempre più dense. Quando la densità raggiunge le 1000 particelle al cm<sup>3</sup>, la nube diviene opaca alla radiazione ultravioletta galattica; tali condizioni permettono agli [[atomo|atomi]] di idrogeno di combinarsi in [[molecola|molecole]] biatomiche (H<sub>2</sub>), tramite meccanismi che vedono coinvolte le polveri in qualità di [[catalizzatore|catalizzatori]];<ref name="scienze star form"/> tali regioni prendono il nome di [[nube molecolare|nubi molecolari]],<ref name=prialnik /> che possono contenere al loro interno anche complesse [[chimica organica|molecole organiche]].<ref>{{cita pubblicazione| titolo=Dallo spazio le molecole della vita| autore=M. P. Bernstein, S. A. Sandford, L. J. Allamandola| rivista=Le Scienze| volume=373|data=settembre 1999}}</ref> Qualora la quantità di polveri all'interno della nube sia tale da bloccare la [[spettro visibile|radiazione luminosa visibile]] proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare nel cielo come una [[nebulosa oscura]].<ref>{{cita web| titolo=Secrets of a Dark Cloud| url=http://www.eso.org/public/news/eso9934/ | editore=European Southern Observatory |accesso=22-06-2010}}</ref>

[[File:Whirpool Galaxy.jpg|thumb|230px|Un dettaglio della [[M51 (astronomia)|Galassia Vortice]] (vista qui da HST) che mostra la disposizione lungo i [[galassia a spirale|bracci di spirale]] di alcune regioni di formazione molecolare, quali le [[regione HII|regioni HII]] (regioni luminose in rosato) e le [[nebulosa oscura|nubi oscure]] (interruzioni scure che delineano la spirale) ad esse inframezzate, che costituiscono alcune tipologie di nubi molecolari. HST - NASA/ESA]]

== Diffusione ==
In una tipica [[galassia spirale]], come la [[Via Lattea]], il [[gas]] molecolare rappresenta meno dell'1% del volume del [[mezzo interstellare]], anche se è la porzione a densità maggiore del mezzo. Nella nostra Galassia, le nubi molecolari rappresentano approssimativamente la metà di tutta la massa dei gas all'interno dell'orbita del [[Sole]] intorno al [[centro galattico]]. La maggior parte di questo gas molecolare è contenuta in un anello molecolare disposto tra 3,5 e 7,5 [[parsec|kiloparsec]] (il Sole dista mediamente 8,5 kiloparsec dal centro).<ref name="ferriere2001">{{cite journal | author=Ferriere, D. | title= The Interstellar Environment of our Galaxy. | journal=Reviews of Modern Physics | year=2001| volume=73 | issue=4 | pages= 1031–1066 | doi = 10.1103/RevModPhys.73.1031}}</ref> Mappe a larga scala dell'emissione del CO mostrano che l'idrogeno molecolare si dispone prevalentemente in corrispondenza dei bracci della spirale galattica,<ref>{{cite journal | author=Dame et al. | title=A composite CO survey of the entire Milky Way | journal=Astrophysical Journal | year=1987| volume=322 | pages= 706–720 | doi = 10.1086/165766}}</ref> ove il [[Galassia#Rotazione|moto di rotazione]] della galassia ha convogliato buona parte della [[materia (fisica)|materia]] che lo costituisce.<ref>{{cita|AA. VV.|vol. 2, p. 68|L'universo}}</ref> Il fatto che il gas si disponga principalmente lungo i bracci di spirale induce a ritenere che le nubi molecolari si formino e si dissocino in una scala temporale inferiore a 10 milioni di anni, il tempo che si stima necessario per la materia per transitare lungo questa regione.<ref name="williams2000">{{cita conferenza | autore= J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee | titolo = The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF | conferenza = Protostars and Planets IV | pagine = 97 | editore = Tucson: University of Arizona Press | anno = 2000 }}</ref>

Verticalmente, il gas molecolare si dispone in un piano intermedio del [[disco galattico]] con una caratteristica [[altezza di scala]], ''Z'', di circa 50&ndash;75 parsec, che appare molto più sottile rispetto alla componente gassosa fredda atomica (''Z''=130&ndash;400&nbsp;pc) e calda ionizzata (''Z''=1000&nbsp;pc) del mezzo interstellare.<ref>{{cite journal | author=Cox, D. | year=2005 | title=The Three-Phase Interstellar Medium Revisited | journal=Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics | volume=43 | pages=337 | doi=10.1146/annurev.astro.43.072103.150615}}</ref> Fanno eccezione rispetto alla distribuzione dei gas ionizzati le [[regione HII|regioni HII]], bolle di gas caldo ionizzato che si originano nelle nubi molecolari dall'intensa [[radiazione ultravioletta]] emessa dalle giovani [[stella massiccia|stelle massicce]] di [[classificazione stellare|classe spettrale]] [[stella di classe O V|O]] e [[stella di classe B V|B]] e che dunque hanno approssimativamente la stessa distribuzione verticale dei gas molecolari.

Questa distribuzione dei gas è tutto sommato uniforme lungo ampie distanze, tuttavia la distribuzione su piccola scala è altamente irregolare, con gran parte dei gas accumulati in nubi distinte e complessi di nubi.<ref name="ferriere2001" />

All'interno di una [[galassia ellittica]] la quantità di materia del mezzo interstellare è ben più esigua rispetto a quella delle galassie a spirale;<ref>{{Cita pubblicazione | autore= D. Merritt | titolo = Elliptical galaxy dynamics | rivista = The Astronomical Journal | volume = 756 | pagine = 129–168 | data = febbraio 1999 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999PASP..111..129M}}</ref> conseguentemente, vien meno la possibilità che si formino strutture nebulari diffuse, a meno che essa non [[galassie interagenti|interagisca]] con altre galassie acquisendone materiale.<ref>{{cita conferenza | autore= C. Dupraz, F. Casoli | titolo=The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals | conferenza=Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union | data= 4-9 giugno 1990 | città=Parigi, Francia | editore=Kluwer Academic Publishers | url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1991IAUS..146..373D | accesso=21-05-2009}}</ref>

==Tipologie di nubi molecolari==
=== Nubi molecolari giganti ===
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{{vedi anche|Nube molecolare gigante}}
[[Immagine:Nebula-Barnard's-Loop.jpeg|thumb|left|200px|Panoramica del [[complesso nebuloso molecolare di Orione]], che comprende numerose strutture quali l'[[anello di Barnard]] e la [[Nebulosa di Orione]].]]

I maggiori esemplari di queste strutture sono le nubi molecolari giganti o complessi molecolari (GMC, acronimo dell'[[lingua inglese|inglese]] ''Giant Molecular Cloud''), che possiedono densità tipiche dell'ordine delle 10<sup>2</sup>–10<sup>3</sup> particelle al cm<sup>3</sup>, diametri di oltre 100 [[anno luce|anni luce]], masse superiori a 6 milioni di [[massa solare|masse solari]] (M<sub>☉</sub>)<ref>{{cita conferenza | autore =J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee | titolo=The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF | pagina=97 | conferenza=Protostars and Planets IV | anno=2000 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9902246}}</ref> ed una temperatura media, all'interno, di 10&nbsp;[[kelvin|K]]. Le sottostrutture presenti all'interno di queste nebulosità costituiscono un complesso motivo fatto di filamenti, foglietti [[gas]]sosi, bolle e macchie irregolari.<ref name="williams2000">{{cita pubblicazione | autore = J. P. Williams | coautori = L. Blitz, C. F. McKee | titolo = The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF - Protostars and Planets IV | pagine = 97 | rivista = Tucson: University of Arizona Press | anno = 2000 }}</ref>

Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome di ''nuclei molecolari'', i più densi dei quali sono detti ''nuclei molecolari densi''; la loro densità si aggira sulle 10<sup>4</sup>–10<sup>6</sup> particelle per cm<sup>3</sup> ed occasionalmente vi si osservano tracce di monossido di carbonio ed [[ammoniaca]] (quest'ultima principalmente nei nuclei densi). La [[concentrazione]] delle [[polvere interstellare|polveri]] è normalmente sufficiente a bloccare la [[luce]] proveniente dalle [[stella|stelle]] retrostanti, il che le fa apparire come dei [[nebulosa oscura|bozzoli oscuri]].<ref name="francesco2006">{{cita pubblicazione | autore = J. Di Francesco|coautori= ''et al'' | titolo = An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties|rivista= Protostars and Planets V | anno = 2006 }}</ref> Questi frammenti, formatisi per gerarchica frammentazione della nube, hanno dimensioni comprese tra 6000 e 60.000 [[unità astronomica|UA]] e contengono una quantità di materia variabile; l'intervallo di masse è assai ampio, ma le masse più piccole sono le più comuni. Questa distribuzione di masse coincide con la distribuzione delle masse stellari, tenendo tuttavia in conto che le masse delle nubi sono il triplo delle masse della stella che da essa avrà origine, il che indica che appena un terzo della massa della nube darà origine all'astro, mentre il resto si disperderà nello spazio.<ref name="scienze star form"/>

Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significante della [[costellazione]] in cui sono visibili, al punto da assumere il proprio nome da quello della costellazione.

Si stima che circa la metà della [[massa (fisica)|massa]] complessiva del mezzo interstellare della nostra Galassia sia contenuta in queste formazioni,<ref>{{cita libro | autore=J. Alves, C. Lada, E. Lada | titolo=Tracing H<sub>2</sub> Via Infrared Dust Extinction. Molecular hydrogen in space | anno=2001 | editore=Cambridge University Press | pagina =217 | id= ISBN 0521782244 }}</ref> suddivisa tra circa 6000 nubi molecolari ciascuna con più di 100.000 masse solari di materia al proprio interno.<ref>{{cita pubblicazione | autore=D. B. Sanders, N. Z. Scoville, P. M. Solomon| titolo=Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Characteristics of discrete features | rivista=[[Astrophysical Journal]], Part 1| volume=289 | data=1° febbraio 1985 | pagine=373&ndash;387 | doi=10.1086/162897 }}</ref>

=== Piccole nubi molecolari ===
{{vedi anche|Globulo di Bok}}

[[File:Bok globules in IC2944.jpg|thumb|right|180px|I [[Globuli di Thackeray]] in [[IC 2944]].]]

Piccoli aggregati isolati di gas molecolare e polveri molto simili ai nuclei delle GMC prendono il nome di [[globulo di Bok|globuli di Bok]].

I globuli di Bok si trovano nelle [[regione H II|regioni H II]] e appaiono come nubi nere sullo sfondo luminoso del gas ionizzato circostante. Un tipico globulo di Bok ha una massa di poche centinaia di masse solari ed un diametro di un [[anno luce]] circa.<ref name=nota1> Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). ''Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy'', Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877 </ref> I globuli di Bok finiscono in genere per produrre [[stella doppia|stelle doppie]] o [[stella multipla|multiple]].<ref> Launhardt R., Sargent A.I., Henning T., et al. (2002). ''Binary and multiple star formation in Bok globules'', Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103 </ref>

===Nubi molecolari diffuse ad alta latitudine ===
Nel [[1984]] il satellite [[IRAS]] identificò una particolare tipologia di nube molecolare,<ref>{{cite journal | author=Low et al. | title=Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission | journal=Astrophysical Journal | year=1984| volume=278 | pages = L19 | doi = 10.1086/184213}}</ref> che appare costituito da filamenti diffusi visibili ad elevate [[coordinate galattiche|latitudini galattiche]], dunque all'esterno del piano galattico. Tali nubi, dette ''cirri infrarossi'' per via della loro morfologia nell'infrarosso affine all'[[cirro|omonima tipologia di nube terrestre]], possiede una densità della materia tipica di 30 particelle al centimetro cubo.<ref>{{cite journal | author=Gillmon, K., and Shull, J.M.| title= Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus | journal=Astrophysical Journal | year=2006| volume=636 | pages= 908–915 | doi = 10.1086/498055}}</ref>

== Fenomeni di formazione stellare ==
{{Vedi anche|Formazione stellare}}
[[File:Ssc2005-02b.jpg|thumb|left|300px|Immagine nel visibile e nell'infrarosso della [[Nebulosa Trifida]], che mostra la presenza di oggetti stellari giovani celati dai gas e dalle polveri della nube molecolare.]]

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Alla luce delle attuali conoscenze, la formazione di nuove [[stella|stelle]] nell'[[Universo]] avviene all'interno di nubi molecolari.

Una nube interstellare rimane in uno stato di [[equilibrio idrostatico]] finché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, è equilibrata dall'[[energia potenziale]] della [[forza di gravità|gravità]] interna che tenderebbe a farla collassare. Dal punto di vista matematico questa condizione si esprime tramite il [[teorema del viriale]], che stabilisce che, per mantenere l'equilibrio, l'energia potenziale gravitazionale deve essere uguale al doppio dell'energia termica interna.<ref>{{cita libro | autore= K. Sun | anno=2006 | titolo=Physics and chemistry of the interstellar medium | editore=University Science Books | id= ISBN 1891389467 | pagine=435&ndash;437}}</ref>

Tuttavia quando quest'equilibrio si rompe a vantaggio della gravità, la nube inizierà a manifestare dei fenomeni di instabilità che ne provocheranno il [[collasso gravitazionale]]. La massa limite oltre la quale la nube andrà incontro al collasso è detta [[Instabilità di Jeans#La massa di Jeans|massa di Jeans]], che è direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densità della nube,<ref name="stelle mass">{{cita pubblicazione | autore=Mohammed Heydari-Malayeri |titolo=L'enigma delle stelle massicce|rivista=[[Le Scienze]]| numero=475| mese=marzo| anno=2008| url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985| dataaccesso=24-06-2008}}</ref> ma equivale normalmente a decine di migliaia di volte la massa solare;<ref name=prialnik /> questo valore coincide con la massa tipica di un [[ammasso aperto]] di stelle, che è spesso il prodotto finale del collasso della nube.<ref>{{cita libro | autore= E. Battaner | titolo=Astrophysical Fluid Dynamics | editore=Cambridge University Press | anno=1996 | id= ISBN 0521437474 | pagine=166&ndash;167 }}</ref> Per una densità di 100.000 particelle al cm<sup>3</sup> il limite di Jeans è pari a una massa solare a una temperatura di 10 K.<ref name="stelle mass"/>

Il processo di condensazione di grandi masse a partire da locali addensamenti di materia all'interno della nube, dunque, può procedere solo se questi possiedono già una massa sufficientemente grande. Il verificarsi o meno di tale contrazione dipende dalla temperatura del gas presente in essa e dalla sua densità centrale: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire tale processo.<ref name="starform">{{cita web |url=http://www.cosmored.it/astrofisica/appunti_formazione.html |titolo=Formazione stellare |accesso=18-06-2010}}</ref> Infatti, via via che le regioni più dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare formando i nuclei molecolari.

Non sempre il collasso si instaura spontaneamente, a causa delle [[turbolenza|turbolenze]] interne del gas, oppure per via della diminuzione della pressione interna del gas a causa del raffreddamento o della dissipazione dei campi magnetici.<ref name="scienze star form"/> Anzi, più spesso, come dimostra la maggioranza dei dati osservativi, è necessario l'intervento di qualche fattore che dall'esterno comprima la nube, causando le instabilità locali e promuovendo dunque il collasso:<ref name="scienze star form"/> gli energici super-[[Brillamento|flare]] di una vicina stella in formazione<ref>{{cita|Wheeler|p. 16 |Catastrophes}}</ref> oppure la pressione del [[vento stellare|vento]] di una stella massiccia vicina o la sua intensa emissione ultravioletta, che può regolare i processi di formazione stellare all'interno delle regioni H II;<ref name="stelle mass"/><ref name=prialnik /> le [[onda d'urto|onde d'urto]] generate dallo scontro di due nubi molecolari o dall'esplosione di una [[supernova]] nelle vicinanze;<ref>{{cita pubblicazione|autore=S. W. Falk|coautori=J. M. Lattmer, S. H. Margolis |anno=1977 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html|titolo=Are supernovae sources of presolar grains?|rivista=[[Nature]]|volume=270|pagine=700-701}}</ref> le [[forza di marea|forze]] di [[marea galattica|marea]] che si instaurano a seguito dell'[[galassie interagenti|interazione tra due galassie]], che innescano una violenta attività di formazione stellare definita ''[[starburst]]'' <ref>{{cita conferenza | autore= C. J. Jog | data= 26-30 agosto 1997 | editore=J. E. Barnes, D. B. Sanders | titolo=Starbursts Triggered by Cloud Compression in Interacting Galaxies | conferenza=Proceedings of IAU Symposium #186, Galaxy Interactions at Low and High Redshift | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999IAUS..186..235J | accesso=23-05-2009 | città=Kyoto, Giappone }}</ref> all'origine, secondo alcuni astronomi, degli [[ammasso globulare|ammassi globulari]];<ref>{{cita pubblicazione | autore=E. Keto, L. C. Eric, K.-Y. Lo | titolo=M82, Starbursts, Star Clusters, and the Formation of Globular Clusters| rivista= The Astrophysical Journal | volume=635 | numero=2 | pagine=1062&ndash;1076 | anno=2005 | mese=dicembre | doi=10.1086/497575}}</ref>

== Comportamento fisico ==
La fisica delle nubi molecolari è per gran parte oggetto di dibattito scientifico. Da un punto di vista fisico si tratta di un gas freddo [[magnetismo|magnetizzato]] caratterizzato da [[turbolenza|moti turbolenti]] interni altamente [[velocità supersonica|supersonici]], ma comunque raffrontabili alla velocità dei disturbi magnetici. Si sa che questo stato sia particolarmente prono a perdere energia rapidamente, dunque è necessario un rifornimento energetico mediante fenomeni di collasso gravitazionale.
Inoltre, è noto che le nubi in cui è attiva la formazione stellare subiscono un processo di distruzione, causato molto probabilmente dalla radiazione o dai [[vento stellare|venti]] delle stelle massicce formatesi all'interno, prima che una frazione significativa della massa della nube abbia dato luogo stelle.

Le nubi molecolari, e specialmente le GMC, sono spesso sede di [[maser]].

== Note ==
{{References|2}}

== Bibliografia ==
[[File:Heart Nebula IC 1805 NGC 896.jpg|thumb|La [[Nebulosa Cuore]] (IC 1805).]]
* {{en}} {{cita libro | autore=J. Ballesteros-Paredes, R. S. Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni | curatore= B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil | capitolo=Molecular Cloud Turbulence and Star Formation | titolo=Protostars and Planets V | pagine=63&ndash;80 | id= ISBN 0816526540 }}
* {{en}} {{cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |pagine= pagine 147|id= ISBN 0486210995}}
* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= [[Rcs MediaGroup|Rizzoli]]&ndash;BUR| città= Milano | anno= 2000| id= ISBN 88-17-25907-1}}
* {{en}} {{cita libro | autore= T. Padmanabhan |anno=2001| titolo= Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2| editore= Cambridge University Press| id= ISBN 0521566312| pagine= pp. 594}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= [[Bologna]]| anno= 2002| id= ISBN 88-491-1832-5}}
{{bibliografia|L'universo|{{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| id= ISBN 88-11-50517-8}}
* {{en}} {{cita libro| autore=M. Salaris |curatore= S. Cassisi | titolo=Evolution of stars and stellar populations | anno=2005 | editore=John Wiley and Sons | pagine=108&ndash;109 | id=ISBN 0470092203 }}
{{bibliografia|Owen|{{cita libro | cognome= Owen| nome= W.| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano| anno= 2006| id= ISBN 88-365-3679-4}}}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| id= ISBN 8889150327}}
{{bibliografia|Catastrophes|{{en}} {{cita libro|titolo=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe| autore= J. Craig Wheeler| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 2007| ed= 2|pagine= pagine 339|id= ISBN 0521857147}}}}
* {{en}} {{cita libro | autore=B. Reipurth, et al.| anno=2008| titolo=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky| editore=ASP Monograph Publications| volume=4 | id=ISBN 1583816704}}
* {{en}} {{cita libro | autore=B. Reipurth, et al.| anno=2008| titolo=Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky| editore=ASP Monograph Publications| volume=5 |id= ISBN 1583816712}}


== Voci correlate ==
== Voci correlate ==
⚫
* [[Nube molecolare gigante]]
* [[Formazione stellare]]
* [[Formazione stellare]]
* [[Mezzo interstellare]]
* [[Polvere interstellare]]
* [[Regione H II]]


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{{Formazione stellare}}
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Versione delle 19:12, 24 giu 2010

Entro pochi milioni di anni, la luce emessa dalle stelle brillanti disperderà questa nube molecolare. La nube, detta Nebulosa Gesto di Dio a causa della caratteristica forma che ricorda un noto gesto volgare, è situata all'interno della Nebulosa della Carena ed è larga all'incirca due anni luce. Sono visibili nei pressi alcune stelle di recente formazione. HST - NASA/ESA

Una nube molecolare è un tipo di nube interstellare in cui la densità e la temperatura permettono l'aggregazione degli atomi di idrogeno per formare idrogeno molecolare, H2.[1] Le nubi molecolari costituiscono il luogo d'elezione per la nascita di nuove stelle.[2]

Dal momento che l'idrogeno molecolare è difficile da individuare all'osservazione infrarossa e radio, la molecola più frequentemente utilizzata per determinare la presenza di H2 è il monossido di carbonio (CO), con cui è normalmente in un rapporto di 10.000:1, ovvero 10.000 molecole di H2 per molecola di CO.[3] Il rapporto tra la luminosità del CO e la massa del H2 è più o meno costante, sebbene alcune osservazioni in certe galassie mettano in dubbio questo presupposto.[3]

Formazione

La Nebulosa Testa di Cavallo, una grande colonna di idrogeno molecolare e polveri oscure che si sovrappone al chiarore di IC 434, facenti parte del complesso di Orione.

Si ipotizza che le nubi da cui nascono le stelle facciano parte del ciclo del mezzo interstellare, secondo cui i gas e le polveri passano dalle nubi alle stelle e, al termine della loro esistenza, tornino a far parte delle nubi, costituendo la materia prima per una nuova generazione di stelle.[4]

Il mezzo interstellare è inizialmente rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particella per cm3 e normalmente circa il 70% della sua massa è composto da idrogeno, mentre la restante percentuale è in prevalenza elio con tracce di elementi più pesanti, detti, nel gergo degli astronomi, metalli. La dispersione di energia, che si traduce in un'emissione di radiazione nell'infrarosso lontano (meccanismo questo assai efficiente) e dunque in un raffreddamento della nube,[4] fa sì che la materia del mezzo si addensi in nubi distinte; man mano che il raffreddamento prosegue, le nubi divengono sempre più dense. Quando la densità raggiunge le 1000 particelle al cm3, la nube diviene opaca alla radiazione ultravioletta galattica; tali condizioni permettono agli atomi di idrogeno di combinarsi in molecole biatomiche (H2), tramite meccanismi che vedono coinvolte le polveri in qualità di catalizzatori;[4] tali regioni prendono il nome di nubi molecolari,[2] che possono contenere al loro interno anche complesse molecole organiche.[5] Qualora la quantità di polveri all'interno della nube sia tale da bloccare la radiazione luminosa visibile proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare nel cielo come una nebulosa oscura.[6]

Un dettaglio della Galassia Vortice (vista qui da HST) che mostra la disposizione lungo i bracci di spirale di alcune regioni di formazione molecolare, quali le regioni HII (regioni luminose in rosato) e le nubi oscure (interruzioni scure che delineano la spirale) ad esse inframezzate, che costituiscono alcune tipologie di nubi molecolari. HST - NASA/ESA

Diffusione

In una tipica galassia spirale, come la Via Lattea, il gas molecolare rappresenta meno dell'1% del volume del mezzo interstellare, anche se è la porzione a densità maggiore del mezzo. Nella nostra Galassia, le nubi molecolari rappresentano approssimativamente la metà di tutta la massa dei gas all'interno dell'orbita del Sole intorno al centro galattico. La maggior parte di questo gas molecolare è contenuta in un anello molecolare disposto tra 3,5 e 7,5 kiloparsec (il Sole dista mediamente 8,5 kiloparsec dal centro).[7] Mappe a larga scala dell'emissione del CO mostrano che l'idrogeno molecolare si dispone prevalentemente in corrispondenza dei bracci della spirale galattica,[8] ove il moto di rotazione della galassia ha convogliato buona parte della materia che lo costituisce.[9] Il fatto che il gas si disponga principalmente lungo i bracci di spirale induce a ritenere che le nubi molecolari si formino e si dissocino in una scala temporale inferiore a 10 milioni di anni, il tempo che si stima necessario per la materia per transitare lungo questa regione.[10]

Verticalmente, il gas molecolare si dispone in un piano intermedio del disco galattico con una caratteristica altezza di scala, Z, di circa 50–75 parsec, che appare molto più sottile rispetto alla componente gassosa fredda atomica (Z=130–400 pc) e calda ionizzata (Z=1000 pc) del mezzo interstellare.[11] Fanno eccezione rispetto alla distribuzione dei gas ionizzati le regioni HII, bolle di gas caldo ionizzato che si originano nelle nubi molecolari dall'intensa radiazione ultravioletta emessa dalle giovani stelle massicce di classe spettrale O e B e che dunque hanno approssimativamente la stessa distribuzione verticale dei gas molecolari.

Questa distribuzione dei gas è tutto sommato uniforme lungo ampie distanze, tuttavia la distribuzione su piccola scala è altamente irregolare, con gran parte dei gas accumulati in nubi distinte e complessi di nubi.[7]

All'interno di una galassia ellittica la quantità di materia del mezzo interstellare è ben più esigua rispetto a quella delle galassie a spirale;[12] conseguentemente, vien meno la possibilità che si formino strutture nebulari diffuse, a meno che essa non interagisca con altre galassie acquisendone materiale.[13]

Tipologie di nubi molecolari

Nubi molecolari giganti

Lo stesso argomento in dettaglio: Nube molecolare gigante.
Panoramica del complesso nebuloso molecolare di Orione, che comprende numerose strutture quali l'anello di Barnard e la Nebulosa di Orione.

I maggiori esemplari di queste strutture sono le nubi molecolari giganti o complessi molecolari (GMC, acronimo dell'inglese Giant Molecular Cloud), che possiedono densità tipiche dell'ordine delle 102–103 particelle al cm3, diametri di oltre 100 anni luce, masse superiori a 6 milioni di masse solari (M☉)[14] ed una temperatura media, all'interno, di 10 K. Le sottostrutture presenti all'interno di queste nebulosità costituiscono un complesso motivo fatto di filamenti, foglietti gassosi, bolle e macchie irregolari.[10]

Le porzioni più dense dei filamenti e degli agglomerati di gas prendono il nome di nuclei molecolari, i più densi dei quali sono detti nuclei molecolari densi; la loro densità si aggira sulle 104–106 particelle per cm3 ed occasionalmente vi si osservano tracce di monossido di carbonio ed ammoniaca (quest'ultima principalmente nei nuclei densi). La concentrazione delle polveri è normalmente sufficiente a bloccare la luce proveniente dalle stelle retrostanti, il che le fa apparire come dei bozzoli oscuri.[15] Questi frammenti, formatisi per gerarchica frammentazione della nube, hanno dimensioni comprese tra 6000 e 60.000 UA e contengono una quantità di materia variabile; l'intervallo di masse è assai ampio, ma le masse più piccole sono le più comuni. Questa distribuzione di masse coincide con la distribuzione delle masse stellari, tenendo tuttavia in conto che le masse delle nubi sono il triplo delle masse della stella che da essa avrà origine, il che indica che appena un terzo della massa della nube darà origine all'astro, mentre il resto si disperderà nello spazio.[4]

Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significante della costellazione in cui sono visibili, al punto da assumere il proprio nome da quello della costellazione.

Si stima che circa la metà della massa complessiva del mezzo interstellare della nostra Galassia sia contenuta in queste formazioni,[16] suddivisa tra circa 6000 nubi molecolari ciascuna con più di 100.000 masse solari di materia al proprio interno.[17]

Piccole nubi molecolari

Lo stesso argomento in dettaglio: Globulo di Bok.
I Globuli di Thackeray in IC 2944.

Piccoli aggregati isolati di gas molecolare e polveri molto simili ai nuclei delle GMC prendono il nome di globuli di Bok.

I globuli di Bok si trovano nelle regioni H II e appaiono come nubi nere sullo sfondo luminoso del gas ionizzato circostante. Un tipico globulo di Bok ha una massa di poche centinaia di masse solari ed un diametro di un anno luce circa.[18] I globuli di Bok finiscono in genere per produrre stelle doppie o multiple.[19]

Nubi molecolari diffuse ad alta latitudine

Nel 1984 il satellite IRAS identificò una particolare tipologia di nube molecolare,[20] che appare costituito da filamenti diffusi visibili ad elevate latitudini galattiche, dunque all'esterno del piano galattico. Tali nubi, dette cirri infrarossi per via della loro morfologia nell'infrarosso affine all'omonima tipologia di nube terrestre, possiede una densità della materia tipica di 30 particelle al centimetro cubo.[21]

Fenomeni di formazione stellare

Lo stesso argomento in dettaglio: Formazione stellare.
Immagine nel visibile e nell'infrarosso della Nebulosa Trifida, che mostra la presenza di oggetti stellari giovani celati dai gas e dalle polveri della nube molecolare.

Alla luce delle attuali conoscenze, la formazione di nuove stelle nell'Universo avviene all'interno di nubi molecolari.

Una nube interstellare rimane in uno stato di equilibrio idrostatico finché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, è equilibrata dall'energia potenziale della gravità interna che tenderebbe a farla collassare. Dal punto di vista matematico questa condizione si esprime tramite il teorema del viriale, che stabilisce che, per mantenere l'equilibrio, l'energia potenziale gravitazionale deve essere uguale al doppio dell'energia termica interna.[22]

Tuttavia quando quest'equilibrio si rompe a vantaggio della gravità, la nube inizierà a manifestare dei fenomeni di instabilità che ne provocheranno il collasso gravitazionale. La massa limite oltre la quale la nube andrà incontro al collasso è detta massa di Jeans, che è direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densità della nube,[23] ma equivale normalmente a decine di migliaia di volte la massa solare;[2] questo valore coincide con la massa tipica di un ammasso aperto di stelle, che è spesso il prodotto finale del collasso della nube.[24] Per una densità di 100.000 particelle al cm3 il limite di Jeans è pari a una massa solare a una temperatura di 10 K.[23]

Il processo di condensazione di grandi masse a partire da locali addensamenti di materia all'interno della nube, dunque, può procedere solo se questi possiedono già una massa sufficientemente grande. Il verificarsi o meno di tale contrazione dipende dalla temperatura del gas presente in essa e dalla sua densità centrale: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire tale processo.[25] Infatti, via via che le regioni più dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare formando i nuclei molecolari.

Non sempre il collasso si instaura spontaneamente, a causa delle turbolenze interne del gas, oppure per via della diminuzione della pressione interna del gas a causa del raffreddamento o della dissipazione dei campi magnetici.[4] Anzi, più spesso, come dimostra la maggioranza dei dati osservativi, è necessario l'intervento di qualche fattore che dall'esterno comprima la nube, causando le instabilità locali e promuovendo dunque il collasso:[4] gli energici super-flare di una vicina stella in formazione[26] oppure la pressione del vento di una stella massiccia vicina o la sua intensa emissione ultravioletta, che può regolare i processi di formazione stellare all'interno delle regioni H II;[23][2] le onde d'urto generate dallo scontro di due nubi molecolari o dall'esplosione di una supernova nelle vicinanze;[27] le forze di marea che si instaurano a seguito dell'interazione tra due galassie, che innescano una violenta attività di formazione stellare definita starburst [28] all'origine, secondo alcuni astronomi, degli ammassi globulari;[29]

Comportamento fisico

La fisica delle nubi molecolari è per gran parte oggetto di dibattito scientifico. Da un punto di vista fisico si tratta di un gas freddo magnetizzato caratterizzato da moti turbolenti interni altamente supersonici, ma comunque raffrontabili alla velocità dei disturbi magnetici. Si sa che questo stato sia particolarmente prono a perdere energia rapidamente, dunque è necessario un rifornimento energetico mediante fenomeni di collasso gravitazionale. Inoltre, è noto che le nubi in cui è attiva la formazione stellare subiscono un processo di distruzione, causato molto probabilmente dalla radiazione o dai venti delle stelle massicce formatesi all'interno, prima che una frazione significativa della massa della nube abbia dato luogo stelle.

Le nubi molecolari, e specialmente le GMC, sono spesso sede di maser.

Note

  1. ^ C. R. O'Dell, Nebula, su nasa.gov, World Book at NASA. URL consultato il 18-05-2009.
  2. ^ a b c d Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution, Cambridge University Press, 2000, pp. 195–212, ISBN 0521650658.
  3. ^ a b Craig Kulesa, Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation, in Research Projects. URL consultato il September 7, 2005.
  4. ^ a b c d e f E. T. Young, Nuvoloso, con probabilità di stelle, in Le Scienze, vol. 500, aprile 2010, pp. 76-83.
  5. ^ M. P. Bernstein, S. A. Sandford, L. J. Allamandola, Dallo spazio le molecole della vita, in Le Scienze, vol. 373, settembre 1999.
  6. ^ Secrets of a Dark Cloud, su eso.org, European Southern Observatory. URL consultato il 22-06-2010.
  7. ^ a b Ferriere, D., The Interstellar Environment of our Galaxy., in Reviews of Modern Physics, vol. 73, n. 4, 2001, pp. 1031–1066, DOI:10.1103/RevModPhys.73.1031.
  8. ^ Dame et al., A composite CO survey of the entire Milky Way, in Astrophysical Journal, vol. 322, 1987, pp. 706–720, DOI:10.1086/165766.
  9. ^ AA. VV., vol. 2, p. 68
  10. ^ a b J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF, Protostars and Planets IV, Tucson: University of Arizona Press, 2000, p. 97. Errore nelle note: Tag <ref> non valido; il nome "williams2000" è stato definito più volte con contenuti diversi
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  12. ^ D. Merritt, Elliptical galaxy dynamics, in The Astronomical Journal, vol. 756, febbraio 1999, pp. 129–168.
  13. ^ C. Dupraz, F. Casoli, The Fate of the Molecular Gas from Mergers to Ellipticals, Dynamics of Galaxies and Their Molecular Cloud Distributions: Proceedings of the 146th Symposium of the International Astronomical Union, Parigi, Francia, Kluwer Academic Publishers, 4-9 giugno 1990. URL consultato il 21-05-2009.
  14. ^ J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF, Protostars and Planets IV, 2000, p. 97.
  15. ^ J. Di Francesco, et al, An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties, in Protostars and Planets V, 2006.
  16. ^ J. Alves, C. Lada, E. Lada, Tracing H2 Via Infrared Dust Extinction. Molecular hydrogen in space, Cambridge University Press, 2001, p. 217, ISBN 0521782244.
  17. ^ D. B. Sanders, N. Z. Scoville, P. M. Solomon, Giant molecular clouds in the Galaxy. II - Characteristics of discrete features, in Astrophysical Journal, Part 1, vol. 289, 1° febbraio 1985, pp. 373–387, DOI:10.1086/162897.
  18. ^ Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy, Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877
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  20. ^ Low et al., Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission, in Astrophysical Journal, vol. 278, 1984, pp. L19, DOI:10.1086/184213.
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  23. ^ a b c Mohammed Heydari-Malayeri, L'enigma delle stelle massicce, in Le Scienze, n. 475, marzo 2008. URL consultato il 24-06-2008.
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  25. ^ Formazione stellare, su cosmored.it. URL consultato il 18-06-2010.
  26. ^ Wheeler, p. 16
  27. ^ S. W. Falk, J. M. Lattmer, S. H. Margolis, Are supernovae sources of presolar grains?, in Nature, vol. 270, 1977, pp. 700-701.
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Voci correlate

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