nebulosa

Oggetto celeste, dall’aspetto diffuso, simile a una piccola nube, costituito da gas (neutro o ionizzato) e polveri.

Classificazione

Tradizionalmente le n. si distinguono in n. brillanti e n. oscure, a seconda che appaiano come sorgenti di luminosità diffusa o come macchie scure; la natura dei due tipi di n. è, tuttavia, la stessa. Le n. brillanti devono la loro luminosità alla vicinanza di stelle; vengono suddivise, a loro volta, in n. a riflessione (o n. diffuse lucide), che si limitano a diffondere la luce della stella che le illumina e n. a emissione, che assorbono la radiazione della stella e la riemettono a lunghezze d’onda diverse. Le n. oscure vengono messe in evidenza dall’apparente mancanza di stelle in una zona del cielo: esse, infatti, si interpongono fra l’osservatore e le stelle di sfondo, oscurandole.

Questo tipo di classificazione, basata soltanto sulle caratteristiche osservative delle nubi di gas e polvere, tende a essere sostituito da una descrizione che distingue le concentrazioni di materia interstellare in regioni HI, nubi molecolari e regioni HII (➔ gas).

N. planetaria

Inviluppo gassoso, di forma più o meno sferica, che circonda alcune stelle molto calde. Nessuna n. planetaria è visibile a occhio nudo. Lo studio di questi oggetti fu iniziato da W. Herschel, nel 18° sec.; per descriverli, egli introdusse tale denominazione, perché al telescopio essi hanno l’aspetto di nuvolette tondeggianti, simili a certi pianeti come Urano. Esse consistono di materia espulsa dagli strati esterni di stelle vecchie (giganti), sicché rappresentano la fine della vita di una stella. Essendo oggetti notevolmente luminosi, si riesce a riconoscerle anche in altre galassie: non soltanto in quelle più vicine (come le Nubi di Magellano e Andromeda, dove se ne sono osservate alcune centinaia), ma anche in quelle lontane, nelle quali non si distinguono le singole stelle.

Proprietà osservative. - Le n. planetarie appaiono, in genere, come dischi o anelli luminosi: per es., la n. Elica ha la tipica forma anulare con una stella nana bianca al centro. Molte di esse si discostano però fortemente dalla simmetria sferica: per es. la NGC 6302 ha una forma «a farfalla» e si pensa che la stella centrale sia una stella doppia. Tutte le n. planetarie si espandono nello spazio con un valore medio (ricavato da misure sulle righe spettrali di emissione) di ∼20 km/s. Le dimensioni delle n. presentano una grande variabilità: da qualche centesimo di parsec a oltre un parsec. Riguardo alla massa, si stima che essa vari fra 0,01 M_⊙ e 1 M_⊙ (dove M_⊙ è la massa del Sole). La composizione chimica, la temperatura e la densità delle n. planetarie si ricavano dalle osservazioni spettroscopiche. Le analisi spettrali indicano che le n. planetarie sono costituite per ∼70% da idrogeno, per ∼28% da elio e per il restante 2% soprattutto da carbonio, azoto e ossigeno (con tracce di altri elementi, come neon, zolfo, sodio, argo). La temperatura media è intorno a 10.000 K, mentre la densità varia da alcuni atomi per centimetro cubo nella zona centrale e all’estrema periferia fino a un massimo di ∼100.000 atomi/cm³ nella regione più brillante dell’anello. Le stelle che si trovano al centro delle n. planetarie sono molto calde: la loro temperatura superficiale è maggiore di ∼30.000 K e, a volte, raggiunge 100.000 K o 200.000 K. Si è inoltre scoperto che da esse emanano flussi di plasma (venti stellari) di velocità elevatissima, fra 1000 e 4000 km/s (➔ vento).

Origine. - Secondo i modelli di evoluzione stellare elaborati, le n. planetarie sono generate da stelle di massa intermedia, probabilmente fra ∼0,5 M_⊙ e ∼5 M_⊙ negli ultimi stadi della loro vita (➔ stella). Tali stelle attraversano una fase (detta di gigante del ramo asintotico), nella quale le reazioni di fusione nucleare, esauritesi nella regione centrale, proseguono in gusci più esterni. Durante questo periodo, la stella espelle i suoi strati più esterni sotto forma di un vento stellare di velocità moderata (10-20 km/s), ma di intensità assai elevata (il flusso di massa, al culmine del processo, può raggiungere un valore di 0,001 M_⊙ all’anno). La stella si riduce rapidamente al solo nucleo centrale, di massa ∼0,6 M_⊙, circondato da una vasta nube di gas e polvere.

In un primo momento la nube, relativamente fredda, è osservabile soltanto a lunghezze d’onda infrarosse e prende il nome di protonebulosa planetaria. Ben presto la stella si contrae e aumenta di temperatura, sicché la sua radiazione riscalda i gas circostanti che si ionizzano. La nube comincia allora a emettere radiazioni nel visibile e nell’ultravioletto, divenendo una n. planetaria. In questa fase, la stella irradia un vento meno intenso di quello emesso in precedenza, ma avente una velocità molto maggiore (1000-4000 km/s). Questo vento veloce comprime davanti a sé la nube, formando un guscio di gas più denso, che assume l’aspetto di un anello brillante. Finalmente la stella, nella quale le reazioni nucleari si sono ormai esaurite, comincia a raffreddarsi e il vento cessa. La n. planetaria continua a espandersi nello spazio, diventando sempre meno luminosa. A un certo punto essa scompare completamente e la stella centrale, nuda e molto compatta, diviene una nana bianca.

La vita delle n. planetarie è relativamente breve: dalle loro dimensioni e dalla velocità con cui esse si espandono, si calcola che la loro età vari fra qualche migliaio di anni e ∼30.000 anni. Il quadro delineato non è scevro da incertezze. Rimane, per es., misterioso il meccanismo che determina l’espulsione degli strati esterni della stella alla fine della fase di gigante. Va infine ricordato che le n. planetarie giocano un ruolo importante nei processi di interscambio di materia fra stelle e mezzo interstellare, arricchendo quest’ultimo di elio ed elementi più pesanti.