IL GAS INTERSTELLARE

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

IL GAS INTERSTELLARE. La massa del gas interstellare è centinaia di volte maggiore della massa delle polveri (↑). Ma sebbene vi sia più gas, questo è più difficile da osservare perchè non causa una evidente estinzione della luce. Nella regione ottica può essere osservato sulla base di poche linee spettrali. L'esistenza del gas interstellare cominciò a essere sospettata nei primi del novecento quando J. Hartmann osservò che alcune linee di assorbimento degli spettri di certe stelle binarie non subivano lo spostamento Doppler come accadeva in altre binarie. Allora concluse che queste linee di assorbimento erano in realtà dovute al gas interstellare nello spazio tra la Terra e la stella binaria considerata. Le linee più intense nella regione visibile sono quelle del sodio e del calcio ionizzato una volta ma nell'ultravioletto le linee sono più numerose. La più intensa è la linea H_α della serie di Lyman dell'atomo di idrogeno (121.6 nm). Sulla base delle linee di assorbimento ottiche e nell'ultravioletto si è concluso che molti atomi sono ionizzati nel mezzo interstellare sopratutto a causa dei raggi ultravioletti emessi dalle stelle e dai raggi cosmici. E siccome la densità dei gas interstellari sono molto basse gli ioni generati rimangono tali per molto tempo perchè è difficile incontrare elettroni liberi. Sono stati osservati spettri di assorbimento di quasi tutti gli elementi dall'idrogeno allo zinco. Tuttavia, come nelle stelle, la maggior parte della massa è idrogeno (70%) seguito dall'elio (30%). Si pensa che gli elementi più pesanti siano inglobati nelle polveri e che quindi non possano produrre spettri di assorbimento.

L'IDROGENO ATOMICO. La più intensa riga di assorbimento da gas interstellare è la linea H_α di Lyman dell'idrogeno neutro. Le condizioni dello spazio interstellare sono tali che quasi tutti gli atomi di idrogeno sono nello stato fondamentale. Il gas è troppo freddo per poter produrre righe di assorbimento della serie di Balmer (queste linee sono intense per le radiazioni proveniente dalle atmosfere stellari con temperature di circa 10000 °K). È utile un confronto tra le osservazioni nella linea H_α di Lyman e nella linea a 21 cm dell'idrogeno neutro. Quest'ultima linea è molto importante perchè ha permesso di avere una mappa della distribuzione dell'idrogeno neutro in tutta la Galassia. Tuttavia le nubi d'idrogeno vicino sono difficili da osservare con la linea a 21 cm. Con le osservazioni nella linea H_α di Lyman possiamo conoscere la distanza delle stelle poste tra la Terra e la nube di gas interstellare. La densità media del gas interstellare entro 1000 pc dal Sole derivate dalle osservazioni della riga H_α di Lyman è di 0.7 atomi/cm³. Tuttavia le osservazioni fatte per gas tra il Sole e le stelle vicine hanno mostrato che il Sole è posto in una zona con poco gas interstellare con una densità di 0.02-0.1 atomi/cm³.


LA LINEA A 21 CM DELL'IDROGENO H I . Lo spin dell'elettrone e del protone dell'idrogeno neutro nello stato fondamentale possono essere paralleli o antiparalleli. La differenza di energia tra questi due stati (livelli iperfini) corrisponde ad una frequenza di 1420.4 MHz o ad una lunghezza d'onda di 21.049 cm. L'esistenza della linee di emissione a 21 cm è stata predetta teoricamente da H. van de Hulst ed osservata da H. Ewen e E. Purcell nel 1951. Gli studi su questa linea hanno fatto conoscere molto sul mezzo interstellare tanto che è nata una branca speciale dell'astronomia : la radioastronomia a 21 cm. La struttura a spirale e la rotazione della Via Lattea sono state studiate con la riga a 21 cm.

Solitamente la linea a 21 cm è una linea di emissione. A causa dell'elevata abbondanza dell'idrogeno nella Galassia la possiamo osservare in tutte le direzioni di osservazione. Nei profili di linea registrati si preferisce riportare in ascissa la velocità radiale ricavata con l'effetto Doppler piuttosto che la frequenza o la lunghezza d'onda. Questo perchè si osserva l'allargamento della linea spettrale a 21 cm dato dal moto del gas dentro la nebulosa o della nebulosa nel suo intero. Nelle ordinate è riportata la potenza del segnale o la temperatura d'antenna (↑) .
La popolazione nel livello eccitato iperfine sono determinate da collisioni tra atomi di idrogeno che avvengono in media ogni 400 anni ma la vita media per una radiazione spontanea è di 11 milioni di anni. La temperatura osservata è circa 125 °K.

Con lo studio della linea ad emissione a 21 cm è possibile ottenere una mappa della distribuzione dell'idrogeno nella Via Lattea. Questa mostra che la nostra è una galassia a spirale e che l'idrogeno interstellare è concentrato nei bracci della spirale. Lo spessore dello strato di idrogeno della Via lattea è circa il doppio delle polveri, circa 200 pc. La densità media è di 1 atomo/cm³ ma la distribuzione è molto disomogenea. Le regioni dove l'idrogeno neutro è predominante si chiamano ragioni H I (esistono anche regioni H II di idrogeno ionizzato). La linea a 21 cm produce anche delle righe di assorbimento e ciò accade quando la radiazione di una radiosorgente, come un quasar, attraversa il gas interstellare.


	NEBULOSE AD EMISSIONE E LE REGIONI H II. In molte parti dello spazio l'idrogeno non è presente come atomo neutro ma come ione. Questo è particolarmente vero vicino alle calde stelle di classe O che irradiano intensamente nell'ultravioletto. Se vi è abbastanza idrogeno attorno a queste stelle, allora sarà visibile una nebulosa ad emissione di idrogeno ionizzato. Queste nebulose sono note anche come regioni H II. M42 è forse la più famosa nebulosa ad emissione (vedi foto) . In mezzo alla nebulosa c'è un gruppo di quattro stelle calde (il Trapezio) che emettono una intensa radiazione nell'ultravioletto. Diversamente dalle stelle una nebulosa ad emissione presenta poche e strette linee di emissione particolarmente intense nel visibile. Le intense linee di emissione dell'idrogeno nel visibile si formano quando l'idrogeno ritorna dallo stato eccitato in forma ionica a quello fondamentale in forma atomica ed esegue la transizione da n= 3 a n= 2 emettendo la conseguente radiazione.

Tuttavia l'idrogeno nelle nebulose ad emissione H II rimane ionizzato per centinaia di anni. Dopo la ricombinazione rimane neutro per qualche mese prima di essere nuovamente ionizzato a causa di un fotone proveniente da una stella vicina.

Il numero di ricombinazioni per unità di tempo e volume è proporzionale alla densità degli elettroni liberi e degli ioni:

n_{rec} \propto n_{e} \cdot n_{i}

. Se tutto l'idrogeno è ionizzato allora

n_{e} = n_{i}

e quindi

n_{rec} \propto n_{e}^{2}

. La maggior parte delle ricombinazioni comportano la transizione da n=3→2 con l'emissione del fotone H_α. La brillanza superficiale della nebulosa per la linea H_α è proporzionale alla misura dell'emissione :

EM \propto \int_{}^{} n_{e}^{2} dl

dove l'integrale è calcolato lungo la linea di osservazione della nebulosa.

La ionizzazione dell'elio richiede maggiore energia della ionizzazione dell'idrogeno e regioni di elio ionizzato possono formarsi solo vicino a stelle molto calde. In questo caso una regione H II molto grande circonda una regione più piccola di He⁺ o He⁺⁺. Queste linee di emissione dell'elio sono molto intense. Sebbene idrogeno e elio sono i principali costituenti nelle nebulose ad emissione, le loro linee non sempre le più intense dello spettro. Nel 1927 I.S. Bowen ha mostrato che vi sono anche linee proibite di ossigeno O III, O II e N II. Queste linee proibite sono estremamente difficili da osservare in laboratorio perchè le loro probabilità di transizione sono molto piccole, ma non nelle nebulose dove le collisioni sono molto rare e esiste una buona probabilità che questi atomi facciano queste transizioni emettendo fotoni.

A causa della estinzione interstellare solo le nebulose H II più vicine possono essere studiate nel visibile (↑). Le nebulose ad emissione più lontane possono essere osservate nell'infrarosso e nelle radioonde. Le più importanti linee alle frequenze radio sono le linee di ricombinazione dell'idrogeno e dell'elio. Sono state particolarmente studiate le linee di emissione dell'idrogeno tra n=110 e n=109 a 5.01 GHz. Queste linee sono importanti perchè permettono di ricavare le velocità radiali da cui, considerando la rotazione della Galassia, è possibile ricavare la distanza delle nebulose H II. Le proprietà fisiche delle nebulose H II sono state anche studiate per mezzo delle loro emissioni radio nel continuo.

Le regioni H II si formano quando una calda stella di classe O o B inizia a ionizzare il gas che la circonda. Poichè l'idrogeno neutro assorbe bene la radiazione ultravioletta, il confine tra una regione H II e una con gas neutro è molto netta. Se il gas è uniformemente distribuito la regione H II attorno una stella è sferica detta sfera di Stromgren. Per una stella B0 V la sfera di Stromgren è 50 pc e per una stella A0 V solo 1 pc.

La temperatura delle nebulose H II è più alta del gas che la circonda e tende ad espandensi. Dopo milioni di anni diventano estremamente diffuse e finiscono col confondersi con il mezzo interstellare.