MOLECOLE INTERSTELLARI

LE MOLECOLE INTERSTELLARI

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

Le prime molecole interstellari sono state scoperte nel 1937-38 quando vengono scoperte delle linee di assorbimento molecolare negli spettri di alcune stelle. Sono state rivelate tre semplici molecole biatomiche: il gruppo metilidene CH, il suo ione positivo CH⁺, e il gruppo cianogeno CN. Qualche altra molecola è stata scoperta con lo stesso metodo nell'ultravioletto. Scuccessivamente è stata scoperta la molecola dell'idrogeno gassoso H₂ e il monossido di carbonio CO mediante osservazioni radio ma anche nell'ultravioletto. Si è scoperto che l'idrogeno molocolare è la molecola interstellare più abbondante seguita dal monossido di carbonio.

L'IDROGENO MOLECOLARE. La rilevazione e lo studio dell'idrogeno molecolare è stato uno dei maggiori risultati dell'astronomia UV. L'idrogeno molecolare ha una banda di assorbimento intensa a 105 nm. Le osservazioni mostrano che una significativa frazione dell'idrogeno interstellare è molecolare e che questa frazione cresce molto in nebule dense con alti valori di estinzione. Nelle nebule con estinzione visuale superiore a una magnitudine l'idrogeno è principalmente molecolare.
Le molecole di idrogeno si formano sulla superfice di polveri interstellari che agiscono come catalizzante chimico. Le polveri hanno anche il ruolo di schermare l'idrogeno molecolare dalle radiazioni UV perchè se esposto scomparirebbe del tutto. Ecco perchè l'idrogeno molecolare si trova là dove ci sono anche polveri .
Le osservazioni UV hanno permesso di confrontare le distribuzioni del gas interstellare e delle polveri. La quantità di polveri tra l'osservatore e una stella sono stati ottenuti mediante l'estinzione della luce della stella. Inoltre sono state studiate le linee di assorbimento nell'ultravioletto dell'idrogeno atomico e molecolare e stimata la loro distribuzione tra la stella e l'osservatore.

Le osservazioni indicano che il gas e le polveri sono mescolati omogeneamente. La quantità di polveri che fa salire di uno la magnitudine di estinzione visuale corrisponde a 1.9·10²¹ atomi di idrogeno.

SPETTROSCOPIA RADIO. Le linee di assorbimento possono solo essere osservate se vi è una stella luminosa dietro la nube. A causa della elevata estinzione delle polveri non possiamo fare alcuna osservazione di molecole in nubi di polvere di elevata densità nell'ottico e nell'ultravioletto.


	Nel 1960 non si riteneva che potevano esserci molecole complesse nel mezzo interstellare perchè i gas erano troppo poco densi e le eventuali molecole erano troppo esposte ai raggi UV. La prima riga molecolare, quella del radicale OH, è stata scoperta nel 1963. Oggi sono state scoperte più di cento molecole. Le linee molecolari nella regione radio si possono osservare sia in assorbimento che in emissione. Dalle osservazioni si deduce che le radiazioni dalle molecole biatomiche possono fornire tre tipi di transizioni: Transizioni elettroniche. Queste transizioni corrispondono ad una variazione della nube elettronica della molecola. Le radiazioni sono quelle tipiche degli atomi, nel visibile e nell'ultravioletto. Transizioni vibrazionali. Queste transizioni corrispondono ad una variazione dell'energia di vibrazione della molecola. Le energie coinvolte sono solitamente nell'infrarosso. Transizioni rotazionali. Legate alla variazione dell'energia rotazionale della molecola. Le molecole nel loro stato fondamentale non ruotano ma possono essere eccitate e iniziare a ruotare se collidono con altre molecole. In questo caso le radiazioni assorbite o emesse sono onde radio. Come detto sono state trovate numerose molecole inorganiche ed organiche ma la formazione e la sopravvivenza di queste molecole è possibile solo nelle nubi interstellari dense. Le molecole si formano nelle collisioni con atomi, con molecole più semplici o sono catalizzate nei granelli di polvere.

Le polveri sono necessarie anche per assorbire le radiazioni ultraviolette che altrimenti distruggerebbero le molecole. Le condizioni più favorevoli sono all'interno delle nubi molecolari vicino a nebulosce oscure e regioni H II. Quasi tutte le molecole scoperte sono state rilevate nella nube B2 del Sagittario vicino al centro della Galassia. Un'altra regione ricca di molecole vicino la nebulosa H II di Orione (M42). All'interno di M42 non vi sono molecole perchè la temperatura è troppo elevata e la radiazione UV troppo intensa.

Possiamo distinguere tre tipi di sorgenti molecolari vicino alle nebulose H II:

Grandi regioni di gas e polveri che circondano una regione H II
Piccole nubi dense all'interno delle regioni H II
Sorgenti maser compatte in OH e H₂O.

Le sorgenti di tipo 1 sono state scoperte principalmente con le osservazioni delle linee del CO. Ma sono state osservate anche linee del radicale OH e di H₂CO. Come nelle nebulose oscure il gas in queste regioni è principalmente idrogeno molecolare. Le masse di queste regioni sono notevoli 10⁵-10⁶ masse solari e per questo motivo sono gli oggetti più massivi della Galassia.

Alcune nubi interstellari contengono piccole sorgenti maser. In queste le linee di emissione di OH, H₂O e SiO sono molti milioni di volte più intense che altrove. Il diametro delle regioni radianti è solo 5-10 AU. Le condizioni in queste nubi sono tali che la radiazione in certe linee spettrali è amplificata dalla emissione stimolata mentre si propaga attraverso la nube. Maser con acqua e con il gruppo OH si possono creare vicino a regioni H II dense e sembrano collegati con la formazione di protostelle. Inoltre emissioni maser si possono creare in connessione con le variabili Mira ed alcune supergiganti rosse.