Astronomia

Obiettivi di apprendimento

Alla fine di questa sezione, sarai in grado di:

• Nominare i principali tipi di gas interstellare
• Discutere come possiamo osservare ogni tipo
• Descrivere la temperatura e altre importanti proprietà di ogni tipo

Il gas interstellare, a seconda di dove si trova, può essere freddo come pochi gradi sopra lo zero assoluto o caldo come un milione di gradi o più. Inizieremo il nostro viaggio attraverso il mezzo interstellare esplorando le diverse condizioni in cui si trova il gas.

Regioni di idrogeno ionizzato (H II)-Gas vicino alle stelle calde

Figura 1. Nebulosa di Orione: Il bagliore rosso che pervade la grande Nebulosa di Orione è prodotto dalla prima linea della serie di Balmer dell’idrogeno. L’emissione di idrogeno indica che ci sono giovani stelle calde nelle vicinanze che ionizzano queste nubi di gas. Quando gli elettroni si ricombinano con i protoni e scendono in orbite di energia inferiore, vengono prodotte le linee di emissione. Il colore blu che si vede ai bordi di alcune nubi è prodotto da piccole particelle di polvere che disperdono la luce delle stelle calde. La polvere può anche essere vista stagliarsi contro il gas incandescente. (credit: NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) e Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team)

Alcune delle più spettacolari fotografie astronomiche mostrano gas interstellare situato vicino a stelle calde (Figura 1). La linea più forte nella regione visibile dello spettro dell’idrogeno è la linea rossa nel Gli scienziati chiamano questa linea rossa di Balmer anche linea H-alfa, dove alfa significa che è la prima linea spettrale della serie di Balmer. (come spiegato nel capitolo Radiazioni e Spettri); questa linea di emissione spiega il caratteristico bagliore rosso in immagini come la Figura 1.

Le stelle calde sono in grado di riscaldare il gas vicino a temperature vicine ai 10.000 K. La radiazione ultravioletta delle stelle ionizza anche l’idrogeno (ricordate che durante la ionizzazione, l’elettrone è completamente staccato dal protone). Un protone così staccato non rimarrà solo per sempre quando ci sono in giro degli elettroni attrattivi; catturerà un elettrone libero, diventando ancora una volta un idrogeno neutro. Tuttavia, un tale atomo neutro può poi assorbire nuovamente la radiazione ultravioletta e ricominciare il ciclo. In un momento tipico, la maggior parte degli atomi vicino a una stella calda sono allo stato ionizzato.

Poiché l’idrogeno è il principale costituente del gas interstellare, spesso caratterizziamo una regione dello spazio a seconda che il suo idrogeno sia neutro o ionizzato. Una nube di idrogeno ionizzato è chiamata regione H II. (Gli scienziati che lavorano con gli spettri usano il numero romano I per indicare che un atomo è neutro; numeri romani successivamente più alti sono usati per ogni stadio superiore di ionizzazione. H II si riferisce quindi all’idrogeno che ha perso un elettrone; Fe III è il ferro a cui mancano due elettroni)

Gli elettroni catturati dai nuclei di idrogeno scendono a cascata attraverso i vari livelli di energia degli atomi di idrogeno sulla loro strada verso il livello più basso, o stato fondamentale. Durante ogni transizione verso il basso, cedono energia sotto forma di luce. Il processo di conversione della radiazione ultravioletta in luce visibile è chiamato fluorescenza. Il gas interstellare contiene altri elementi oltre all’idrogeno. Molti di essi sono anche ionizzati nelle vicinanze di stelle calde; poi catturano elettroni ed emettono luce, proprio come fa l’idrogeno, permettendo loro di essere osservati dagli astronomi. Ma generalmente, la linea rossa dell’idrogeno è la più forte, ed è per questo che le regioni H II appaiono rosse.

Una luce fluorescente sulla Terra funziona usando gli stessi principi di una regione H II fluorescente. Quando si accende la corrente, gli elettroni si scontrano con gli atomi di vapore di mercurio nel tubo. Il mercurio viene eccitato ad uno stato ad alta energia a causa di queste collisioni. Quando gli elettroni negli atomi di mercurio tornano a livelli di energia più bassi, parte dell’energia che emettono è sotto forma di fotoni ultravioletti. Questi, a loro volta, colpiscono uno schermo rivestito di fosforo sulla parete interna del tubo luminoso. Gli atomi nello schermo assorbono i fotoni ultravioletti ed emettono luce visibile mentre scendono a cascata tra i livelli di energia. (La differenza è che questi atomi emettono una gamma più ampia di colori di luce, che si mescolano per dare il caratteristico bagliore bianco delle luci fluorescenti, mentre gli atomi di idrogeno in una regione H II emettono una serie più limitata di colori.)

Nuvole di idrogeno neutro

Le stelle molto calde necessarie per produrre regioni H II sono rare, e solo una piccola frazione di materia interstellare è abbastanza vicina a tali stelle calde da essere ionizzata da esse. La maggior parte del volume del mezzo interstellare è pieno di idrogeno neutro (non ionizzato). Come facciamo a cercarlo?

Figura 2. Linee di assorbimento attraverso una nube di polvere interstellare: Quando c’è una quantità significativa di materia fredda interstellare tra noi e una stella, possiamo vedere le linee di assorbimento del gas nello spettro della stella. Possiamo distinguere i due tipi di linee perché, mentre quelle della stella sono ampie, quelle del gas sono più strette.

Purtroppo, gli atomi di idrogeno neutro a temperature tipiche del gas nello spazio interstellare non emettono né assorbono luce nella parte visibile dello spettro. Né, per la maggior parte, lo fanno gli altri oligoelementi che sono mescolati con l’idrogeno interstellare. Tuttavia, alcuni di questi altri elementi possono assorbire la luce visibile anche alle tipiche temperature interstellari. Questo significa che quando osserviamo una sorgente luminosa come una stella calda o una galassia, possiamo a volte vedere linee aggiuntive nel suo spettro prodotte quando il gas interstellare assorbe la luce a particolari frequenze (vedi Figura 2). Alcune delle linee di assorbimento interstellare più forti sono prodotte dal calcio e dal sodio, ma molti altri elementi possono essere rilevati in osservazioni sufficientemente sensibili (come discusso in Radiazioni e Spettri).

La prima prova dell’assorbimento da parte delle nubi interstellari venne dall’analisi di una stella binaria spettroscopica (vedi The Stars: A Celestial Census), pubblicata nel 1904. Mentre la maggior parte delle linee nello spettro di questa binaria si spostava alternativamente da lunghezze d’onda più lunghe a più corte e viceversa, come ci aspetteremmo dall’effetto Doppler per le stelle in orbita l’una intorno all’altra, alcune linee nello spettro rimanevano fisse nella lunghezza d’onda. Poiché entrambe le stelle si muovono in un sistema binario, le linee che non mostravano alcun movimento lasciavano perplessi gli astronomi. Le linee erano anche particolari in quanto erano molto, molto più strette del resto delle linee, indicando che il gas che le produceva era ad una pressione molto bassa. Un lavoro successivo ha dimostrato che queste linee non si formavano affatto nell’atmosfera della stella, ma piuttosto in una nube fredda di gas situata tra la Terra e la stella binaria.

Mentre queste e altre osservazioni simili dimostravano la presenza di gas interstellare, non potevano ancora rilevare l’idrogeno, l’elemento più comune, a causa della sua mancanza di caratteristiche spettrali nella parte visibile dello spettro. (La linea Balmer dell’idrogeno è nella gamma visibile, ma solo gli atomi di idrogeno eccitati la producono. Nel freddo mezzo interstellare, gli atomi di idrogeno sono tutti allo stato di terra e nessun elettrone si trova nei livelli di alta energia necessari per produrre linee di emissione o di assorbimento nella serie Balmer). Il rilevamento diretto dell’idrogeno ha dovuto attendere lo sviluppo di telescopi in grado di vedere cambiamenti a bassissima energia negli atomi di idrogeno in altre parti dello spettro. Le prime osservazioni di questo tipo furono fatte usando i radiotelescopi, e l’emissione e l’assorbimento radio da parte dell’idrogeno interstellare rimane uno dei nostri principali strumenti per studiare le grandi quantità di idrogeno freddo nell’universo fino ad oggi.

Nel 1944, mentre era ancora uno studente, l’astronomo olandese Hendrik van de Hulst predisse che l’idrogeno avrebbe prodotto una forte linea ad una lunghezza d’onda di 21 centimetri. Questa è una lunghezza d’onda piuttosto lunga, che implica che l’onda ha una frequenza così bassa e una bassa energia che non può provenire da elettroni che saltano tra i livelli di energia (come abbiamo discusso in Radiazione e Spettri). Invece, l’energia viene emessa quando l’elettrone fa un salto mortale, qualcosa come un acrobata in un circo che si rialza dopo essere stato in piedi sulla testa.

Figura 3. Formazione della linea dei 21 centimetri: Quando l’elettrone in un atomo di idrogeno è nell’orbita più vicina al nucleo, il protone e l’elettrone possono girare (a) nella stessa direzione o (b) in direzioni opposte. Quando l’elettrone si capovolge, l’atomo guadagna o perde un po’ di energia assorbendo o emettendo energia elettromagnetica con una lunghezza d’onda di 21 centimetri.

Il capovolgimento funziona così: un atomo di idrogeno consiste in un protone e un elettrone legati insieme. Sia il protone che l’elettrone si comportano come se stessero girando come cime, e gli assi di spin delle due cime possono essere puntati nella stessa direzione (allineati) o in direzioni opposte (anti-allineati). Se il protone e l’elettrone girassero in direzioni opposte, l’atomo nel suo insieme avrebbe un’energia molto leggermente più bassa che se i due spin fossero allineati (figura 3). Se un atomo nello stato di bassa energia (rotazioni opposte) acquisisse una piccola quantità di energia, allora le rotazioni del protone e dell’elettrone potrebbero essere allineate, lasciando l’atomo in uno stato leggermente eccitato. Se l’atomo perdesse di nuovo la stessa quantità di energia, tornerebbe allo stato fondamentale. La quantità di energia coinvolta corrisponde a un’onda con una lunghezza d’onda di 21 centimetri; da qui, è conosciuta come la linea dei 21 centimetri. Gli atomi di idrogeno neutro possono acquisire piccole quantità di energia attraverso collisioni con altri atomi di idrogeno o con elettroni liberi. Tali collisioni sono estremamente rare nei gas radi dello spazio interstellare. Un singolo atomo può aspettare secoli prima che un tale incontro allinei gli spin del suo protone e del suo elettrone. Tuttavia, nel corso di molti milioni di anni, una frazione significativa degli atomi di idrogeno viene eccitata da una collisione. (Là fuori, nello spazio freddo, questa è la quantità di eccitazione che un atomo sperimenta tipicamente.)

Figura 4. Harold Ewen (1922-2015) e Edward Purcell (1912-1997): Vediamo Harold Ewen nel 1952 mentre lavora con l’antenna a tromba (in cima al laboratorio di fisica di Harvard) che ha fatto il primo rilevamento della radiazione interstellare a 21 cm. Il riquadro mostra Edward Purcell, il vincitore del premio Nobel per la fisica del 1952, qualche anno dopo. (credito: modifica del lavoro di NRAO)

Un atomo eccitato può in seguito perdere la sua energia in eccesso collidendo con un’altra particella o emettendo un’onda radio con una lunghezza d’onda di 21 centimetri. Se non ci sono collisioni, un atomo di idrogeno eccitato aspetterà in media circa 10 milioni di anni prima di emettere un fotone e tornare al suo stato di minima energia. Anche se la probabilità che ogni singolo atomo emetta un fotone è bassa, ci sono così tanti atomi di idrogeno in una tipica nube di gas che collettivamente produrranno una linea osservabile a 21 centimetri.

L’apparecchiatura abbastanza sensibile per rilevare la linea a 21 cm dell’idrogeno neutro divenne disponibile nel 1951. Gli astronomi olandesi avevano costruito uno strumento per rilevare le onde a 21 cm che avevano previsto, ma un incendio lo distrusse. Di conseguenza, due fisici di Harvard, Harold Ewen e Edward Purcell, fecero la prima rilevazione (Figura 4), presto seguita da conferme dagli olandesi e da un gruppo in Australia. Dalla scoperta della linea dei 21 cm, sono state scoperte molte altre linee radio prodotte da atomi e molecole (come discuteremo tra un momento), e queste hanno permesso agli astronomi di mappare il gas neutro in tutta la nostra Galassia. Gli astronomi hanno anche rilevato gas neutro interstellare, compreso l’idrogeno, a molte altre lunghezze d’onda dall’infrarosso all’ultravioletto.

Le moderne osservazioni radio mostrano che la maggior parte dell’idrogeno neutro nella nostra Galassia è confinato in uno strato estremamente piatto, spesso meno di 300 anni luce, che si estende in tutto il disco della Via Lattea. Questo gas ha densità che vanno da circa 0,1 a circa 100 atomi per cm3, ed esiste in una vasta gamma di temperature, da un minimo di circa 100 K (-173 °C) a un massimo di circa 8000 K. Queste regioni di gas caldo e freddo sono intervallate l’una dall’altra, e la densità e la temperatura in qualsiasi punto particolare dello spazio cambiano costantemente.

Gas interstellare ultra-caldo

Mentre le temperature di 10.000 K trovate nelle regioni H II possono sembrare calde, non sono la fase più calda del mezzo interstellare. Una parte del gas interstellare è ad una temperatura di un milione di gradi, anche se non c’è nessuna fonte visibile di calore nelle vicinanze. La scoperta di questo gas interstellare ultra-caldo è stata una grande sorpresa. Prima del lancio di osservatori astronomici nello spazio, che potevano vedere le radiazioni nelle parti ultraviolette e a raggi X dello spettro, gli astronomi supponevano che la maggior parte della regione tra le stelle fosse piena di idrogeno a temperature non più calde di quelle trovate nelle regioni H II. Ma i telescopi lanciati sopra l’atmosfera terrestre hanno ottenuto spettri ultravioletti che contenevano linee interstellari prodotte da atomi di ossigeno che sono stati ionizzati cinque volte. Spogliare cinque elettroni dalle loro orbite intorno a un nucleo di ossigeno richiede molta energia. Successive osservazioni con telescopi orbitanti a raggi X hanno rivelato che la Galassia è piena di numerose bolle di gas che emettono raggi X. Per emettere raggi X, e per contenere atomi di ossigeno che sono stati ionizzati cinque volte, il gas deve essere riscaldato a temperature di un milione di gradi o più.

Figura 5. Vela Supernova Remnant: Circa 11.000 anni fa, una stella morente nella costellazione di Vela è esplosa, diventando luminosa come la luna piena nel cielo della Terra. Puoi vedere i deboli filamenti arrotondati di quell’esplosione al centro di questa immagine colorata. I bordi del residuo si stanno scontrando con il mezzo interstellare, riscaldando il gas che solcano a temperature di milioni di K. I telescopi nello spazio rivelano anche una sfera incandescente di raggi X dal residuo. (credit: Digitized Sky Survey, ESA/ESO/NASA FITS Liberator, Davide De Martin)

I teorici hanno ora dimostrato che la fonte di energia che produce queste temperature notevoli è l’esplosione di stelle massicce alla fine della loro vita (Figura 5). Tali esplosioni, chiamate supernovae, saranno discusse in dettaglio nel capitolo su La morte delle stelle. Per ora, diremo solo che alcune stelle, avvicinandosi alla fine della loro vita, diventano instabili e letteralmente esplodono. Queste esplosioni lanciano gas nello spazio interstellare a velocità di decine di migliaia di chilometri al secondo (fino a circa il 30% della velocità della luce). Quando questo gas espulso si scontra con il gas interstellare, produce shock che riscaldano il gas a milioni o decine di milioni di gradi.

Gli astronomi stimano che una supernova esploda circa ogni 100 anni da qualche parte nella Galassia. In media, gli shock lanciati dalle supernovae attraversano qualsiasi punto della Galassia circa una volta ogni pochi milioni di anni. Questi urti mantengono parte dello spazio interstellare pieno di gas a temperature di milioni di gradi, e disturbano continuamente il gas più freddo, mantenendolo in costante movimento turbolento.

Nuvole molecolari

Alcune semplici molecole nello spazio, come CN e CH, sono state scoperte decenni fa perché producono linee di assorbimento negli spettri della luce visibile delle stelle dietro di loro. Quando si sono rese disponibili attrezzature più sofisticate per ottenere spettri nelle lunghezze d’onda radio e infrarosse, gli astronomi hanno scoperto con sorpresa molecole molto più complesse anche nelle nubi interstellari.

Come gli atomi lasciano le loro “impronte digitali” nello spettro della luce visibile, così la vibrazione e la rotazione degli atomi nelle molecole possono lasciare impronte spettrali nelle onde radio e infrarosse. Se diffondiamo la radiazione a queste lunghezze d’onda più lunghe, possiamo rilevare linee di emissione o di assorbimento negli spettri che sono caratteristiche di molecole specifiche. Nel corso degli anni, gli esperimenti nei nostri laboratori ci hanno mostrato le esatte lunghezze d’onda associate ai cambiamenti nella rotazione e nella vibrazione di molte molecole comuni, dandoci un modello di possibili linee con cui possiamo ora confrontare le nostre osservazioni della materia interstellare.

La scoperta di molecole complesse nello spazio è stata una sorpresa perché la maggior parte dello spazio interstellare è riempito dalla luce ultravioletta delle stelle, e questa luce è in grado di dissociare le molecole (rompendole in singoli atomi). A posteriori, tuttavia, la presenza di molecole non è sorprendente. Come discuteremo ulteriormente nella prossima sezione, e abbiamo già visto sopra, lo spazio interstellare contiene anche quantità significative di polvere in grado di bloccare la luce delle stelle. Quando questa polvere si accumula in un unico luogo, il risultato è una nube scura dove la luce ultravioletta delle stelle è bloccata e le molecole possono sopravvivere. La più grande di queste strutture si crea dove la gravità tira il gas interstellare insieme per formare nubi molecolari giganti, strutture massicce come un milione di volte la massa del Sole. All’interno di queste, la maggior parte dell’idrogeno interstellare ha formato la molecola H2 (idrogeno molecolare). Altre molecole più complesse sono presenti in quantità molto minori.

Le nubi molecolari giganti hanno densità da centinaia a migliaia di atomi per cm3, molto più dense dello spazio interstellare in media. Di conseguenza, anche se rappresentano una frazione molto piccola del volume dello spazio interstellare, contengono una frazione significativa – 20-30% della massa totale del gas della Via Lattea. A causa della loro alta densità, le nubi molecolari bloccano la luce ultravioletta delle stelle, il principale agente di riscaldamento della maggior parte del gas interstellare. Di conseguenza, tendono ad essere estremamente fredde, con temperature tipiche vicine ai 10 K (-263 °C). Le nubi molecolari giganti sono anche i luoghi dove si formano nuove stelle, come discuteremo più avanti.

Figura 6. Fullerene C60: questa prospettiva tridimensionale mostra la caratteristica disposizione a gabbia dei 60 atomi di carbonio in una molecola di fullerene C60. Il fullerene C60 è conosciuto anche come “buckyball”, o come il suo nome completo, buckminsterfullerene, per la sua somiglianza con le cupole architettoniche a più facce progettate dall’inventore americano R. Buckminster Fuller.

È in queste regioni scure dello spazio, protette dalla luce delle stelle, che si possono formare le molecole. Le reazioni chimiche che avvengono sia nel gas che sulla superficie dei grani di polvere portano a composti molto più complessi, centinaia dei quali sono stati identificati nello spazio interstellare. Tra i più semplici ci sono l’acqua (H2O), il monossido di carbonio (CO), che viene prodotto dagli incendi sulla Terra, e l’ammoniaca (NH3), il cui odore si riconosce nei prodotti per la pulizia della casa. Il monossido di carbonio è particolarmente abbondante nello spazio interstellare ed è lo strumento principale che gli astronomi usano per studiare le nubi molecolari giganti. Sfortunatamente, la molecola più abbondante, H2, è particolarmente difficile da osservare direttamente perché nella maggior parte delle nubi molecolari giganti, è troppo fredda per emettere anche a lunghezze d’onda radio. Il CO, che tende ad essere presente ovunque si trovi l’H2, è un emettitore molto migliore ed è spesso usato dagli astronomi per rintracciare l’idrogeno molecolare.

Le molecole più complesse che gli astronomi hanno trovato sono soprattutto combinazioni di atomi di idrogeno, ossigeno, carbonio, azoto e zolfo. Molte di queste molecole sono organiche (quelle che contengono carbonio e sono associate alla chimica del carbonio della vita sulla Terra). Esse comprendono la formaldeide (usata per conservare i tessuti viventi), l’alcool (vedi il riquadro sui cocktail nello spazio) e l’antigelo.

Nel 1996, gli astronomi hanno scoperto l’acido acetico (l’ingrediente principale dell’aceto) in una nuvola che si trova in direzione della costellazione del Sagittario. Per bilanciare l’aspro con il dolce, è stato trovato anche uno zucchero semplice (glicolaldeide). I più grandi composti ancora scoperti nello spazio interstellare sono i fullereni, molecole in cui 60 o 70 atomi di carbonio sono disposti in una configurazione a gabbia (vedi Figura 6). Vedi la Tabella 1 per una lista di alcune delle molecole interstellari più interessanti che sono state trovate finora.

Le nubi fredde interstellari contengono anche cianoacetilene (HC3N) e acetaldeide (CH3CHO), generalmente considerati come punti di partenza per la formazione degli aminoacidi. Questi sono i mattoni delle proteine, che sono tra le sostanze chimiche fondamentali da cui sono costruiti gli organismi viventi sulla Terra. La presenza di queste molecole organiche non implica che la vita esista nello spazio, ma dimostra che i mattoni chimici della vita possono formarsi in una vasta gamma di condizioni nell’universo. Man mano che impariamo di più su come vengono prodotte le molecole complesse nelle nubi interstellari, otteniamo una maggiore comprensione dei tipi di processi che hanno preceduto gli inizi della vita sulla Terra miliardi di anni fa.

Glossario

Nuvola molecolare: una nube interstellare grande, densa e fredda; a causa delle sue dimensioni e della sua densità, questo tipo di nube può impedire alla radiazione ultravioletta di raggiungere il suo interno, dove le molecole sono in grado di formarsi

Regione H II: la regione dell’idrogeno ionizzato nello spazio interstellare