Molekuliniai debesys ir protžvaigždės

Nuvole molecolari e proto-stelle

Come nubi fredde e dense di gas e polvere collassano, formando nuove stelle nelle culle stellari

Tra le stelle, apparentemente negli spazi vuoti interstellari, fluttuano silenziosamente enormi nubi di gas e polvere – nubi molecolari. Queste regioni fredde e oscure, immerse nel mezzo interstellare (ISM), sono luoghi di nascita delle stelle. La gravità può comprimere la materia al loro interno fino a innescare la fusione nucleare, dando inizio al lungo percorso di vita di una stella. Da complessi molecolari giganti diffusi, estesi per decine di parsec, a nuclei densi e compatti – queste culle stellari sono essenziali per rinnovare le popolazioni stellari della galassia, formando sia nane rosse a bassa massa sia protostelle di massa maggiore che un giorno brilleranno intensamente come stelle di classe spettrale O o B. In questo articolo esaminiamo la natura delle nubi molecolari, come collassano per formare protostelle e le sottili interazioni fisiche – gravità, turbolenza, campi magnetici – che regolano questo fondamentale processo di formazione stellare.

1. Nubi molecolari: culle di formazione stellare

1.1 Composizione e condizioni

Le nubi molecolari sono principalmente composte da molecole di idrogeno (H2), oltre a elio e piccole quantità di elementi più pesanti (C, O, N, ecc.). Spesso appaiono scure nella luce visibile perché le particelle di polvere assorbono e diffondono la luce stellare. Le loro caratteristiche tipiche sono:

  • Temperatura: ~10–20 K nelle regioni dense, abbastanza bassa da mantenere le molecole intatte.
  • Densità: Da alcune centinaia a milioni di particelle per centimetro cubo (ad esempio, un mezzo un milione di volte più denso della media interstellare).
  • Massa: Le nubi possono variare da poche masse solari a più di 106 M⊙ (nei cosiddetti giganteschi nubi molecolari, GMC) [1,2].

Temperature così basse e densità elevate creano condizioni favorevoli alla formazione e alla sopravvivenza delle molecole, e allo stesso tempo generano un ambiente protetto in cui la gravità può superare la pressione termica.

1.2 Enormi nubi molecolari e i loro sottosistemi

Enormi nubi molecolari, estese per decine di parsec, hanno strutture interne complesse: filamenti, nodi densi e nuclei. Queste sottosezioni spesso appaiono gravitazionalmente instabili (possono collassare), formando protostelle o piccoli gruppi di ammassi. Le osservazioni nelle bande millimetriche e submillimetriche (ad esempio, ALMA) rivelano strutture filamentose intricate, dove la formazione stellare è spesso concentrata [3]. Queste linee molecolari (CO, NH3, HCO+) e le mappe del continuum della polvere aiutano a determinare la densità delle colonne, la temperatura e i modelli di movimento, mostrando come le sottosezioni possono frammentarsi o collassare.

1.3 Fattori che innescano il collasso

La sola gravità non è sufficiente a innescare il collasso su larga scala della nube. I “meccanismi di accensione” aggiuntivi sono:

  1. Onde d'urto delle supernove: I resti in espansione delle supernove possono comprimere il mezzo gassoso circostante.
  2. Espansione delle regioni H II: La radiazione ionizzante emessa da stelle massicce gonfia gusci di materiale neutro, spingendoli verso le nubi molecolari adiacenti.
  3. L'effetto della densità delle onde a spirale: Nei dischi galattici, le onde a spirale che passano possono comprimere il gas, formando così enormi nubi e successivamente ammassi stellari [4].

Sebbene non tutta la formazione stellare richieda uno stimolo esterno, questi processi spesso accelerano la frammentazione delle sezioni della nube e il collasso gravitazionale in regioni debolmente stabili.

2. L'inizio del collasso: formazione del nucleo

2.1 Instabilità gravitazionale

Se una parte della massa interna e della densità della nube molecolare supera la massa di Jeans (la massa critica oltre la quale la gravità prevale sulla pressione termica), quella regione inizia a collassare. La massa di Jeans dipende dalla temperatura e dalla densità:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

Nei tipici nuclei freddi e densi, la pressione termica o turbulenta non è più in grado di contrastare la gravità, quindi inizia la formazione stellare [5].

2.2 Il ruolo della turbolenza e dei campi magnetici

La turbolenza nelle nubi molecolari stimola flussi caotici che possono rallentare il collasso diretto, ma possono anche creare condizioni per condensazioni locali nei nuclei. Nel frattempo, i campi magnetici forniscono un supporto aggiuntivo se la nube è attraversata da linee di forza magnetiche. Le osservazioni (ad esempio, la radiazione polarizzata dalla polvere, la separazione di Zeeman) permettono di misurare l'intensità del campo magnetico. L'interazione tra gravità, turbolenza e magnetismo determina la velocità e l'efficienza con cui si formerà infine la stella [6].

2.3 Frammentazione e ammassi

Durante il collasso, la stessa nube può frammentarsi in più nuclei densi. Questo spiega perché le stelle si formano principalmente in ammassi o gruppi – l'ambiente di nascita comune può comprendere da poche protostelle fino a ricchi ammassi stellari con migliaia di membri. In questi ammassi si formano sia nane brune di massa molto bassa sia protostelle massicce di tipo O, che essenzialmente nascono contemporaneamente nella stessa GMC.

3. Protostelle: formazione ed evoluzione

3.1 Dal nucleo denso alla protostella

Inizialmente, un nucleo denso al centro della nube diventa opaco alla propria radiazione. Continuando a contrarsi per gravità, si libera calore che riscalda la protostella in formazione. Questa struttura, ancora immersa in un ambiente polveroso, non esegue ancora la fusione dell'idrogeno – la sua luminosità è principalmente dovuta all'energia gravitazionale rilasciata. Secondo le osservazioni, la fase precoce della protostella è più evidente nelle bande infrarosse e submillimetriche, poiché lo spettro ottico è oscurato dalla polvere [7].

3.2 Classi osservazionali (0, I, II, III)

Le protostelle sono classificate in base al distribuzione spettrale dell'energia (SED), correlata alla polvere:

  • Classe 0: Fase più precoce. La protostella è ampiamente avvolta da un involucro circostante, l'accrezione è elevata, quasi nessuna luce stellare riesce a penetrare.
  • Classe I: La massa dell'involucro è notevolmente diminuita, si forma il disco della protostella.
  • Classe II: Generalmente chiamate T Tauri (bassa massa) o Herbig Ae/Be (massa intermedia). Presentano dischi ben definiti, ma un involucro circostante meno denso, e la radiazione è osservabile nel visibile o nel vicino infrarosso.
  • Classe III: Stella pre-sequenza principale quasi priva di disco. È vicina alla forma finale della stella, con solo una traccia residua di disco.

Questa classificazione riflette l'evoluzione della stella da uno stadio precoce profondamente avvolto fino a una stella pre-sequenza principale sempre più esposta, che infine entrerà nella fase di fusione dell'idrogeno [8].

3.3 Emissioni dipolari e getti

Le protostelle sono caratterizzate dall'emissione di flussi dipolari o getti collimati lungo l'asse di rotazione, che si ritiene siano causati da processi magnetoidrodinamici nel disco di accrescimento. Questi flussi scavano cavità nella nube circostante, formando spettacolari oggetti Herbig–Haro (HH). Allo stesso tempo, flussi più lenti e più ampi aiutano a rimuovere il momento angolare in eccesso dalla materia in caduta, impedendo così alla protostella di ruotare troppo velocemente.

4. Dischi di accrescimento e momento angolare

4.1 Formazione del disco

Mentre il nucleo della nube collassa, la conservazione del momento angolare costringe la materia in caduta a concentrarsi in un disco circumstellare rotante attorno alla protostella. In questo disco di gas e polvere, il cui raggio può raggiungere decine o centinaia di UA (unità astronomiche), può infine formarsi un disco protoplanetario dove avviene l'accrezione planetaria.

4.2 Evoluzione del disco e tasso di accrescimento

Il flusso di materia dal disco alla protostella è determinato dalla viscosità del disco e dalla turbolenza MHD (modello detto “disco alfa”). I flussi di accrescimento tipici possono raggiungere 10−6–10−5 M⊙ all'anno, e avvicinandosi la stella alla massa finale, questo tasso diminuisce. Osservando la radiazione termica del disco nel range sub-millimetrico, gli astronomi possono determinare la massa del disco e la struttura trasversale, mentre la spettroscopia rivela i punti caldi di accrescimento sulla superficie stellare.

5. Formazione di stelle di grande massa

5.1 Sfide delle protostelle massicce

La formazione di stelle di grande massa (classi spettrali O e B) presenta ostacoli aggiuntivi:

  • Pressione della radiazione: La luminosità elevata della protostella genera una forte pressione di radiazione esterna che ostacola l'accrezione.
  • Breve periodo di Kelvin-Helmholtz: Le stelle massicce si riscaldano molto rapidamente nel nucleo e iniziano la fusione mentre continuano ad attrarre materia.
  • Ambiente degli ammassi: Le stelle massicce si formano generalmente nei densi centri degli ammassi, dove interazioni, radiazione e getti influenzano l'evoluzione complessiva del gas [9].

5.2 Accrescimento competitivo e feedback

Nelle zone dense degli ammassi, molte protostelle competono per le risorse comuni di gas. I fotoni ionizzanti e i venti stellari emessi dalle stelle massicce possono foto-evaporare i nuclei vicini, modificando o addirittura interrompendo la loro formazione stellare. Nonostante le difficoltà, le stelle massicce si formano – sono le principali fonti di energia e arricchimento chimico nelle regioni di formazione stellare in nascita.

6. Tasso ed efficienza di formazione stellare

6.1 Formazione stellare complessiva nella galassia

A scala galattica, la formazione stellare (ŽSS) correla con la densità superficiale del gas, come descritto dalla legge di Kennicutt–Schmidt. Nelle strutture a spirale o a barra possono formarsi enormi complessi di formazione stellare. Nelle galassie nane irregolari o nelle regioni a bassa densità, la formazione stellare avviene in modo più episodico. Nel frattempo, nelle galassie starburst, a causa di interazioni o afflussi di materia, possono verificarsi fasi di formazione stellare brevi ma molto intense [10].

6.2 Efficienza della formazione stellare

La massa molecolare della nube diventa stelle. Le osservazioni mostrano che l'efficienza della formazione stellare (ŽDE) in una nube può variare da pochi a diverse decine di percento. I flussi di protostelle, la radiazione e il feedback delle supernove possono disperdere o riscaldare la parte residua di gas, fermando il collasso ulteriore. Pertanto, la formazione stellare è un processo autoregolato, che raramente trasforma l'intera nube in stelle contemporaneamente.

7. Durata delle protostelle e transizione alla sequenza principale

7.1 Periodi

 

  • Fase protostellare: Per le protostelle a bassa massa questa fase può durare diversi milioni di anni, fino all'inizio della fusione nucleare dell'idrogeno nel nucleo.
  • T Tauri / Pre-sequenza principale: Questa fase luminosa della stella prima della sequenza principale continua finché la stella si stabilizza nella sequenza principale dallo zero età (ZAMS).
  • Massa maggiore: Le protostelle più massicce collassano ancora più rapidamente e iniziano la fusione dell'idrogeno – spesso in poche centinaia di migliaia di anni.

 

7.2 Avvio della fusione dell'idrogeno

Quando la temperatura e la pressione del nucleo raggiungono un limite critico (circa 10 milioni di K ~1 massa solare), inizia la fusione dell'idrogeno nel nucleo. A quel punto la stella si stabilizza nella sequenza principale, dove brilla in modo stabile per milioni o addirittura miliardi di anni – a seconda della massa della stella.

8. Ricerche attuali e prospettive future

8.1 Immagini ad alta risoluzione

Strumenti come ALMA, JWST e grandi telescopi terrestri (dotati di ottica adattiva) permettono di penetrare nei "bozzoli" polverosi delle protostelle, mostrando le dinamiche del disco, le strutture dei getti e i primi processi di frammentazione nelle nubi molecolari. Con l'aumento della sensibilità e della risoluzione spaziale, comprenderemo sempre più a fondo come la turbolenza fine, i campi magnetici e i processi nei dischi interagiscano durante la nascita delle stelle.

8.2 Chimica dettagliata

Nelle regioni di formazione stellare prospera un ambiente chimico complesso, dove si formano anche molecole organiche complesse e composti prebiotici. Osservando le linee spettrali di questi composti nelle bande sub-millimetriche e radio, è possibile tracciare le fasi evolutive dei nuclei densi – dalla fase precoce di collasso fino alla formazione di dischi protoplanetari. Questo è collegato alla questione di come i sistemi planetari acquisiscano le risorse volatili iniziali.

8.3 Importanza dell'ambiente su larga scala

L'ambiente galattico – ad esempio, le perturbazioni causate da bracci a spirale, il flusso di gas guidato da barre o fattori compressivi esterni attraverso interazioni galattiche – può modificare sistematicamente il tasso di formazione stellare. Le future osservazioni multi-banda, combinando mappe di polveri IR vicine, flussi di linee CO e distribuzioni di ammassi stellari, permetteranno di comprendere meglio come avviene la formazione e il collasso delle nubi molecolari in intere galassie.

9. Conclusione

Il collasso delle nubi molecolari è un fattore determinante nelle prime fasi della vita di una stella, che trasforma sacche fredde e polverose di materiale interstellare in protostelle, le quali poi iniziano la sintesi e arricchiscono le galassie con luce, calore ed elementi pesanti. Dalle instabilità gravitazionali che frammentano enormi nubi, ai dettagli dell'accrezione su disco e dei getti delle protostelle – la formazione stellare è un processo complesso e multifacetico, influenzato dalla turbolenza, dal campo magnetico e dall'ambiente circostante.

Non importa se le stelle si formano in ambienti solitari o in ammassi densi, il percorso dalla collasso del nucleo alla sequenza principale è un principio universale della formazione stellare nello spazio. Comprendere queste fasi iniziali – dalle sorgenti di classe 0 poco luminose agli stadi brillanti di T Tauri o Herbig Ae/Be – è un compito fondamentale dell'astrofisica, che richiede osservazioni avanzate e modellizzazione. Una comprensione dettagliata di questo intervallo – dal materiale interstellare alla stella matura – rivela le leggi fondamentali che mantengono la “vitalità” delle galassie e preparano le condizioni per i pianeti e, possibilmente, per la vita in molti sistemi stellari.

Nuorodos ir platesni šaltiniai

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). L'origine e l'evoluzione delle nubi molecolari. In Protostars and Planets IV (eds. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.), Univ. of Arizona Press, 3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). “Teoria della formazione stellare.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). “Dalle reti filamentose ai nuclei densi nelle nubi molecolari.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). “Formazione stellare in un'onda a spirale in transito.” The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). “La stabilità di una nebulosa sferica.” Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). “Campi magnetici nelle nubi molecolari.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “Formazione stellare nelle nubi molecolari: osservazione e teoria.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). “Formazione stellare – dalle associazioni OB alle protostelle.” IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). “Verso la comprensione della formazione delle stelle massicce.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). “Formazione stellare nella Via Lattea e nelle galassie vicine.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.
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