Curatore: Sun Kwok
Nick Orbeck
Søren Bertil F. Dorch
nebulose Planetarie sono oggetti astronomici composta principalmente di materiali gassosi. Essi sono estesi in termini di dimensioni e fuzzy in apparenza, e generalmente mostrano un certo grado di simmetria. La nebulosa è illuminata da una stella centrale, che a volte è troppo debole per essere vista. Sebbene inizialmente raggruppati con galassie e ammassi stellari sotto la classe delle “nebulose”, ora sappiamo che le galassie e gli ammassi stellari sono costituiti da stelle, mentre le nebulose planetarie sono gassose.
Le nebulose planetarie furono scoperte dagli astronomi già nel xviii secolo, con quattro nebulose planetarie incluse nel catalogo delle nebulose di Charles Messier nel 1784. La nebulosa planetaria più nota è la Nebulosa ad Anello nella costellazione di Lyra (Figura 1), che può essere facilmente osservata con un piccolo telescopio in estate dall’emisfero settentrionale. Il termine” nebulose planetarie ” fu coniato da William Herschel per la loro apparente somiglianza con i dischi verdastri di pianeti come Urano e Nettuno. Questo si è rivelato essere un termine improprio sfortunato come nebulose planetarie non hanno nulla a che fare con i pianeti.
Figura 1: Immagine del Telescopio spaziale Hubble di NGC 6720, la Nebulosa ad anello (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).
Contenuto
- 1 caratteristiche Fisiche e le proprietà spettrali di nebulose planetarie
- 2 nebulose Planetarie come una fase di evoluzione stellare
- 3 Morfologia delle nebulose planetarie
- 4 Individuazione e distribuzione delle nebulose planetarie
- 5 Chimica delle nebulose planetarie
- 6 Riferimenti
- 7
Fisico e proprietà spettrali di nebulose planetarie
nebulose Planetarie sono in genere un anno luce di fronte e si stanno espandendo a un tasso di circa il 20-50 km al secondo. La densità nelle nebulose è molto bassa, che va da diverse centinaia a un milione di atomi per centimetro cubo. Tali condizioni sono migliori di qualsiasi vuoto che si possa ottenere sulla Terra. La temperatura del gas nella nebulosa è di circa 10.000 gradi Celsius e le stelle centrali delle nebulose planetarie sono tra le stelle più calde dell’Universo, con una temperatura compresa tra 25.000 e oltre 200.000 gradi Celsius. Anche le stelle centrali sono molto luminose, di solito da centinaia a migliaia di volte più luminose del Sole. Tuttavia, a causa delle loro alte temperature, irradiano principalmente nell’ultravioletto e sono spesso deboli nella luce visibile.
Gli spettri delle nebulose planetarie sono fondamentalmente diversi da quelli delle stelle. Invece di un colore continuo dal rosso al blu come nel caso del Sole, gli spettri delle nebulose planetarie sono dominati da linee di emissione discrete emesse da atomi e ioni. A differenza delle stelle, i cui spettri continui conferiscono loro un aspetto bianco composito, le nebulose planetarie hanno una ricca varietà di colori. Alcuni esempi di linee di emissione forti sono la linea rossa dell’idrogeno e la linea verde dell’ossigeno doppiamente ionizzato (O++). Queste linee di emissione luminose sono alimentate dalla stella centrale, che è la fonte di energia per l’intera nebulosa. La luce ultravioletta emessa dalla stella centrale viene intercettata dagli atomi nella nebulosa e convertita in radiazione di linea visibile. In primo luogo la luce ultravioletta rimuove gli elettroni dall’atomo (in un processo chiamato fotoionizzazione). Gli elettroni liberati quindi o ricombinano con lo ion ed emettono una linea di ricombinazione, o si scontrano con altri atomi e ioni per causare l’emissione di una linea eccitato collisionalmente. A causa delle condizioni di bassa densità, linee atomiche che sono generalmente soppresse in condizioni di alta densità come in laboratorio sulla terra, ma che possono essere prodotte in condizioni di bassa densità di nebulose planetarie. Queste “linee proibite” (di cui la linea verde dell’ossigeno è un esempio) sono molto importanti nelle nebulose planetarie, rendendole laboratori ideali per studiare la fisica atomica (Aller 1991).
Le nebulose planetarie sono tra le pochissime classi di oggetti celesti che irradiano fortemente in tutto lo spettro elettromagnetico dalla radio ai raggi X. La radiazione radio continua viene emessa dal componente di gas ionizzato delle nebulose. I componenti molecolari e allo stato solido contribuiscono alle radiazioni nelle regioni dell’infrarosso e dell’onda submillimetrica (vedere la sezione sotto). La regione ottica è dominata dalle emissioni di linee atomiche da gas ionizzato. Una bolla di milioni di gradi di gas a bassissima densità creata dal processo dei venti interagenti produce emissioni nei raggi X.
Nebulose planetarie come fase di evoluzione stellare
Sebbene l’esistenza di nebulose planetarie sia nota da oltre 200 anni, la loro origine non è stata compresa fino a tempi relativamente recenti. Nel 1956, l’astronomo russo Josif Shklovsky suggerì che le nebulose planetarie rappresentano oggetti nelle ultime fasi dell’evoluzione stellare e sono discendenti di giganti rosse e precursori di nane bianche (Shklovsky 1978). Questa ipotesi è stata sostenuta da U. S. gli astronomi George Abell e Peter Goldreich che nel 1966 suggerirono che le nebulose rappresentassero le atmosfere espulse delle giganti rosse e che le stelle centrali fossero resti di nuclei giganti rossi. Tuttavia, la ragione fisica dell’espulsione non era nota. Nel 1970, l’astronomo polacco Bohdan Paczynski stabilì che le stelle centrali delle nebulose planetarie sono nuclei di stelle asintotiche di rami giganti (un tipo di giganti rosse molto vecchie) e che generano energia bruciando nucleare di idrogeno in un guscio sopra il nucleo (Paczynski 1970). Le tracce evolutive calcolate da Paczynski, estese da ulteriori calcoli dell’astronomo tedesco Detlef Schönberner (Schönberner 1981), definiscono il percorso preciso dell’evoluzione delle nebulose planetarie nello schema delle ultime fasi dell’evoluzione stellare.
Il problema dell’espulsione delle nebulose fu risolto nel 1978 quando gli astronomi canadesi Sun Kwok, Chris Purton e Pim FitzGerald tracciarono l’origine delle nebulose ai venti stellari provenienti da stelle asintotiche di rami giganti e mostrarono che la struttura a conchiglia delle nebulose è il risultato di un effetto “spazzaneve” della collisione di due venti stellari. Questo “modello dei venti interagenti”è stato ampiamente utilizzato per modellare la struttura morfologica delle nebulose planetarie (Balick & Frank 2002). La nostra attuale comprensione è che le stelle nate con masse comprese tra 1 e 8 volte la massa del Sole si evolveranno attraverso lo stadio delle nebulose planetarie. Poiché queste stelle costituiscono circa il 95% dell’intera popolazione stellare galattica, le nebulose planetarie, non le supernove, sono il destino finale della maggior parte delle stelle. Una descrizione più ampia della nostra moderna comprensione dell’origine e dell’evoluzione delle nebulose planetarie può essere trovata in questo libro.
Figura 2: La nebulosa proto-planetaria Cotton Candy Nebula (IRAS 17150-3224) nella costellazione dello Scorpione come osservato dal telescopio spaziale Hubble (credito: Sun Kwok, Bruce Hrivnak, e Kate Su).
Le nebulose planetarie sono oggetti in rapida evoluzione. Dal momento in cui la stella lascia il ramo gigante asintotico al momento in cui brucia il combustibile idrogeno disponibile e gradualmente svanisce per diventare una nana bianca, il tempo totale è di diverse decine di migliaia di anni. Poiché le vite tipiche delle stelle sono misurate in miliardi di anni, le nebulose planetarie rappresentano quindi una breve fase di gloria verso la fine della vita di una stella. La transizione dal ramo gigante asintotico all’inizio della fotoionizzazione, vale a dire quando la temperatura della stella centrale raggiunge i 25.000 gradi, è di circa diverse migliaia di anni. Durante questa fase, la nebulosa non brilla per emissione di linee, ma solo attraverso la luce riflessa dalla stella centrale. Gli oggetti in questo periodo di transizione, noti come” nebulose proto-planetarie ” (Figura 2), rappresentavano un anello mancante nella nostra comprensione dell’evoluzione delle nebulose planetarie. Le nebulose proto-planetarie sono state scoperte solo nel 1980 e le osservazioni di questi oggetti forniscono informazioni molto necessarie sull’evoluzione morfologica, dinamica e chimica delle nebulose planetarie.
la Morfologia delle nebulose planetarie
Figura 3: La nebulosa bipolare NGC 2346 nella costellazione del Monocero (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).
Le nebulose planetarie hanno una varietà di strutture morfologiche, rendendole non solo belle da vedere ma anche difficili da capire. L’elevata sensibilità e il potere risolutivo fornito dal telescopio spaziale Hubble hanno notevolmente ampliato le nostre vedute delle nebulose planetarie (vedi foto in Kwok 2001). Sebbene molte nebulose planetarie abbiano strutture simili a quelle della Nebulosa ad anello, alcune mostrano strutture simili a farfalle con una coppia di lobi bipolari (Figura 3). Altre nebulose planetarie bipolari ben note includono NGC 6302 in Scorpius, Hubble 5 in Sagittario, NGC 6537 in Sagittario,ecc. Il pensiero attuale è che i lobi bipolari sono creati da un vento stellare collimato ad alta velocità, sebbene l’origine fisica della natura direzionale di questo vento non sia compresa. Gli astronomi ora credono che la trasformazione da una forma sferica a bipolare avvenga molto rapidamente, probabilmente entro un periodo di diverse centinaia di anni.
Le osservazioni del Telescopio spaziale Hubble hanno rivelato che molte nebulose planetarie hanno più strati, e questi sono etichettati come “conchiglie”, “corone” e “aloni”. La modellazione al computer (Steffen & Schoenberner 2006) ha dimostrato che queste strutture multiple a conchiglia sono la conseguenza dinamica dei venti interagenti (vedi sezione precedente), così come i mutevoli effetti di fotoionizzazione della stella centrale in evoluzione. Altre strutture morfologiche minori includono archi, anelli, getti, anse e lobi multipli e probabilmente riflettono la natura episodica e/o cangiante dei venti stellari (Figura 4).
Figura 4: Archi concentrici circolari possono essere visti intorno alla nebulosa planetaria NGC 6543 (credito: NASA e Space Telescope Science Institute).
Le ricche strutture morfologiche delle nebulose planetarie suggeriscono che ci sono processi dinamici complessi al lavoro, che coinvolgono, ad esempio, espulsione, collimazione e precessione. Una migliore comprensione dei meccanismi fisici alla base di queste strutture morfologiche aiuterà gli astronomi a comprendere fenomeni più distanti come i nuclei galattici attivi.
Scoperta e distribuzione di nebulose planetarie
Le nebulose planetarie sono solitamente identificate dal loro spettro di linea di emissione. Le più recenti scoperte di nuove nebulose planetarie sono il risultato di indagini di imaging della Galassia utilizzando un filtro a banda stretta attorno alla linea Ha di idrogeno (Parker et al. 2006). Ciò consente alle nebulose a emissione di essere facilmente separate dalle stelle. Ci sono circa 2.500 nebulose planetarie catalogate nella Galassia della Via Lattea, ma a causa dell’oscuramento della polvere galattica e dell’incompletezza delle indagini, la popolazione totale dovrebbe essere circa dieci volte questo numero. A causa delle somiglianze spettrali, le nebulose planetarie possono essere confuse con altri oggetti della linea di emissione come regioni HII (nebulose associate a stelle giovani), stelle simbiotiche o novae (entrambe sono risultati dell’evoluzione delle stelle binarie). La maggior parte delle nebulose planetarie nella Via Lattea sono distribuite attorno al piano Galattico, poiché i loro progenitori discendono da una popolazione stellare di massa intermedia.
Poiché la luce delle nebulose planetarie è concentrata in linee di emissione, possono essere facilmente distinte dalle stelle anche in galassie lontane. Migliaia di nebulose planetarie sono state catalogate in galassie esterne fino a 100 milioni di anni luce di distanza. Le nebulose planetarie sono state ampiamente utilizzate come candele standard per determinare l’età e le dimensioni dell’Universo (Jacoby 1989). Seguendo i modelli di velocità delle nebulose planetarie nelle galassie, gli astronomi possono anche mappare la distribuzione della materia oscura nelle galassie.
Chimica delle nebulose planetarie
Gli spettri ottici delle nebulose planetarie mostrano linee di emissione di molti elementi pesanti, molti dei quali recentemente sintetizzati da processi nucleari durante la precedente fase asintotica del ramo gigante. Le nebulose planetarie sono quindi considerate agenti importanti nella diffusione di elementi pesanti nella Galassia. Recenti osservazioni da parte di telescopi a infrarossi e ad onde millimetriche hanno scoperto che le nebulose planetarie contengono, oltre ad atomi, molecole e particelle allo stato solido. Infatti, alcune nebulose planetarie emettono la maggior parte della loro energia dalla loro componente allo stato solido sotto forma di radiazione infrarossa lontana. Le molecole in fase gassosa possono essere identificate attraverso le loro transizioni rotazionali o vibrazionali e le particelle allo stato solido attraverso i loro modi vibrazionali a reticolo. La cosa più interessante è che le nebulose planetarie contengono composti organici complessi di strutture aromatiche e alifatiche ( Figura 5). Il confronto degli spettri delle nebulose planetarie in diversi stadi di evoluzione mostra che questi composti sono sintetizzati rapidamente in tempi dell’ordine di centinaia di anni (Kwok 2004). Come tale materia organica è fatta e quale effetto ha (ad esempio, sul sistema solare) dalla distribuzione in tutta la Galassia sono argomenti di grande interesse corrente.
Figura 5: La nebulosa planetaria NGC 7027 in Cygnus è una delle tante nebulose planetarie ricche di carbonio che sono ricche di contenuti molecolari, inclusi composti organici complessi (credit: R. Ciardullo).
- Aller, L. H. (1991) Atoms, Stars, and Nebulae (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)
- Balick, B, Frank, A (2002) Shapes and Shaping of Planetary Nebulae, Ann. Rev. Astr. Astrophys. 40, 439
- Jacoby, G (1989) Nebulose planetarie come candele standard. I-Modelli evolutivi, Astrofili. J., 339, 39
- Kwok, S (2000) l’Origine e L’Evoluzione della Nebulosa Planetaria, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)
- Kwok, S (2001) Cosmico Farfalle, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)
- Kwok, S (2004) La Sintesi di Composti Organici ed Inorganici nel Evoluto Stelle, Natura, 430, 985
- Paczynski, B (1970) l’Evoluzione delle Singole Stelle. I. Evoluzione stellare dalla sequenza principale alla nana bianca o all’accensione del carbonio, Acta Astr. 20, 47
- Parker, Q et al. (2006) The Macquarie / AAO / Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue: MASH, Mon. Non. Roy. Astr. Soc., 373, 79
- Schönberner, D (1981) Late stages of stellar evolution – Central stars of planetary nebulae, Astr. Astrophys. 103, 119
- Shklovsky, I (1978) Stars: Their Birth, Life, Death, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)
- Steffen, M Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Interpretation of Basic Nebular Structures, in IAU Symposium 234: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, eds. M. J. Barlow & R. H. Méndez, p. 285
Vedi anche
Il sito web Hubble Heritage contiene immagini del Telescopio Spaziale Hubble di un certo numero di nebulose planetarie.