l'Astrofilo maggio 2012

27 ASTROFILO l’ MAGGIO 2012 NEBULOSE Il gas di una nebulosa tende ad essere io- nizzato dai fotoni energetici irradiati dalle stelle, e non appena gli elettroni si ricongiungono negli atomi (processo detto "ricombinazione"), irradiano ener- gia a specifiche frequenze che dipendono dal tipo di gas e dal livello di energia ato- mica nel quale cadono. La maggior parte delle magnifiche foto- grafie di nebulose prese dall'Hubble Space Telescope sono combinazioni di im- magini ottenute con tre diversi filtri che isolano specifiche linee spettrali. Per ot- tenere l'immagine finale vengono asse- gnati dei colori convenzionali: il rosso all'esposizione fatta a 672.4 nm, corri- spondente allo zolfo (SII) visto nell'infra- rosso; il verde all'esposizione in H-alfa (HII) a 656.3 nm, e il blu alle linee dell'os- sigeno ionizzato (OIII) visibili a 495.9 e 500.7 nm. Di conseguenza, le immagini a colori dell'HST sono dunque immagini a falsi colori, sebbene non siano lontane da ciò che (potendo) vedremmo con i nostri occhi utilizzando gli stessi filtri. Siffatte immagini consentono di identificare fa- cilmente i vari gas nelle nebulose. A differenza del gas, la polvere delle ne- bulose si comporta piuttosto diversa- mente sotto l'influenza della radiazione stellare. Sebbene le particele di polvere interstellare siano in realtà molto più pic- cole di quanto noi consideriamo la pol- vere, tanto da essere più simili alle particelle del fumo, esse sono nondi- meno abbastanza grandi da non compor- tarsi come i singoli atomi. Tanto per cominciare, la polvere interstellare dif- fonde la radiazione quanto la nebbia dif- fonde la luce, e può creare le cosiddette nebulose a riflessione, che sono solo luce stellare rimbalzata verso la nostra linea di vista (la più famosa di questo tipo è la nebulosità bluastra che avvolge le Pleiadi). In secondo luogo, la polvere assorbe la radiazione e si riscalda, esat- tamente nello stesso modo in cui il Sole scalda la sabbia di una spiaggia. Di con- seguenza, le particelle di polvere riscal- data emettono calore (radiazione infra- rossa) e ciò può essere rilevato con un nostri telescopi per formare immagini o spettri. La nebulosa necessita pertanto di una sorgente di energia per bilanciare la sua perdita, e questa sorgente è soli- tamente (ma non sempre) la luce prove- niente da una stella interna alla ne- bulosa. (Un meccanismo alternativo è il riscaldamento da compressione, tipico di nebulose associate ad eventi violenti, come i residui di supernovae.) Nelle re- gioni HII (ad esempio la nebulosa Aquila e quella di Orione) la radiazione ultravio- letta di giovani stelle è assorbita sia dai gas sia dalle polveri, che re-irradiano in diversi modi l'energia che assorbono. I l filamento di polvere interstel- lare che attraversa queste due pagine è catalogato come Barnard 211-213. Del tutto oscuro nella banda ottica, diventa molto lu- minoso a lunghez- ze d’onda millime- triche. [ESO/APEX (MPIfR/ESO/OSO)/ A. Hacar et al./Di- gitized Sky Survey 2, D. De Martin]