Nebulosa della Carena

La Nebulosa della Carena, situata nella costellazione omonima nell'emisfero meridionale, costituisce un laboratorio celeste ricco di fenomeni astrofisici intriganti. Conosciuta per la sua vasta estensione e la complessità della sua struttura, questa nebulosa è un sito privilegiato per lo studio della formazione stellare e dei processi dinamici che plasmano l'architettura del mezzo interstellare. Seguici su Eagle sera per saperne di più.

Nebulosa della Carena

La Nebulosa della Carena (nota anche come Nebulosa di Eta Carinae o con le sigle di catalogo NGC 3372 e C 92) è un oggetto celeste posto nel cuore della Via Lattea australe, nella costellazione della Carena. È perfettamente visibile anche ad occhio nudo, sebbene la sua osservazione sia limitata alle regioni dell'emisfero australe terrestre e a quelle tropicali boreali; fu catalogata per la prima volta da Nicolas Louis de Lacaille nel 1751, durante la sua permanenza a Città del Capo. Si tratta di una delle più grandi regioni H II conosciute all'interno della nostra Galassia: la nebulosa ha dimensioni reali che raggiungono i 260 anni luce e circonda diversi ammassi aperti, nonché una delle stelle più massicce che si conoscano, la variabile η Carinae. Al suo interno sono attivi alcuni fenomeni di formazione stellare, sebbene in misura più ridotta rispetto ad altre nebulose simili: ciò sarebbe un indicatore dell'elevato grado evolutivo di questa nebulosa. La sua distanza è stimata sui 7500 anni luce da noi. Come prova che la formazione stellare, in un passato astronomicamente recente, è stata piuttosto intensa, vi è presente un gran numero di ammassi aperti e associazioni stellari, tutti composti da giovani stelle molto calde e blu, che eccitano il gas della nebulosa e lo perturbano con il loro forte vento stellare. All'interno della nebulosa sono anche presenti delle sottostrutture molto conosciute, come la Nebulosa Omuncolo, che circonda la stella η Carinae e la Nebulosa Buco della Serratura, il cui nome le fu assegnato da John Herschel nella prima metà dell'Ottocento. La Nebulosa della Carena è un vastissimo complesso di gas ionizzati luminosi, visibile anche ad occhio nudo come una macchia brillante; al suo interno si trova la celeberrima stella η Carinae, un astro di dimensioni colossali che, secondo le teorie più accreditate, si prevede possa esplodere in una supernova nel giro di pochi secoli. La nebulosa giace sul ramo più meridionale della Via Lattea australe, ed è invisibile da gran parte dell'emisfero boreale; i mesi più adatti all'osservazione sono quelli dell'autunno australe (la primavera boreale), ossia il periodo che va da marzo a giugno. Nell'emisfero australe comunque la nebulosa può essere osservata anche per molto più tempo, poiché la sua declinazione fa sì che in gran parte dell'emisfero sud della Terra si presenti circumpolare. Osservando con un binocolo, la nebulosa è subito evidente come una macchia chiara allungata più in senso nord-sud, con una netta striscia scura che, addensandosi nelle sue regioni centrali, la taglia da est ad ovest, dividendola in due parti; i dintorni dell'ammasso sono invece ricchissimi di stelle: il tratto di Via Lattea in cui la nebulosa si trova, infatti, è uno dei più brillanti ed intensi della volta celeste, essendo visibile anche in un cielo moderatamente inquinato, al pari di altre aree come la regione del centro galattico e il tratto nella costellazione del Cigno. Con un telescopio amatoriale la nebulosa appare piuttosto estesa; con forti ingrandimenti si nota, poco a nord della parte centrale, una forma curiosa, formata dalla sovrapposizione di una banda scura allungata da nord a sud, soprannominata a causa della sua forma Nebulosa Buco della Serratura. L'intera nebulosa con i relativi ammassi si trova ad una distanza stimata intorno ai 7500 anni luce dal sistema solare. Nel caso della Nebulosa della Carena è piuttosto difficile parlare di uno scopritore in particolare: la sua grande luminosità e le sue dimensioni infatti non possono essere passate inosservate a nessuno dei vari popoli che vivevano nell'emisfero sud della Terra, come pure ad alcuni che popolavano le regioni tropicali boreali; un altro fattore importante è la variabilità della stella η Carinae, che anche nel corso di una sola generazione può variare di diverse magnitudini, raggiungendo la seconda grandezza o addirittura assumendo magnitudine negativa, rivaleggiando con le stelle più brillanti del cielo. Considerando la variabilità di questa stella, fisicamente legata alla nebulosa, è lecito aspettarsi che anche la nebulosa stessa possa variare la sua luminosità, a seconda della quantità di energia che riceve dalla sua stella più massiccia. La nebulosa in sé fu riconosciuta come tale in epoca moderna da Nicolas Louis de Lacaille, il quale la osservò durante la sua permanenza a Città del Capo avvenuta durante il 1751/52; da allora fu riosservata e descritta da tutti coloro che compirono studi astronomici dall'emisfero australe terrestre: John Herschel la studiò dettagliatamente al telescopio attorno al 1837, scoprendo, pochi primi ad ovest di η Carinae, una struttura estremamente appariscente, formata da una regione circolare a cui è connessa una struttura allungata in direzione sud, che egli chiamò Nebulosa Buco della Serratura.[15] Verso la fine dell'Ottocento, Richard Hinckley Allen ricercò questa struttura, senza però trovarne traccia alcuna: egli scrisse così che la nube osservata da Herschel doveva essere sparita nel periodo compreso fra il 1837 e il 1871; la causa reale di questa apparente sparizione fu in realtà la diminuita luminosità di η Carinae: infatti mentre all'inizio del secolo questa stella illuminava e potenziava la regione di gas osservata da Herschel, diventando estremamente brillante, verso la fine, con il diminuire della quantità di luce ricevuta, i gas si oscurarono, diventando quasi invisibili. A partire dal Novecento la struttura osservata da Herschel è visibile solo con potenti telescopi e si mostra come una nube a tratti poco brillante e a tratti decisamente oscura. A causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell'eclittica. Fino a circa 2000 anni fa la nebulosa, assieme al ramo della Via Lattea al quale appartiene, era ben visibile dalle coste mediterranee meridionali e anche da parte della stessa Europa mediterranea; nel corso dei secoli poi il moto di precessione ha fatto sì che la nebulosa assumesse una declinazione sempre più australe. Attualmente l'area di cielo della costellazione della Carena è in costante movimento verso sud, e fra circa 5000 anni, come si evince dall'immagine a destra, sarà ad appena 6° dal polo sud celeste. Circa 7000 anni fa invece la parte di cielo in cui si trova la nebulosa si trovava a 6h di ascensione retta, ossia nella coordinata in cui gli oggetti raggiungono, ad eccezione della ristretta fascia attorno al polo sud dell'eclittica, la declinazione più settentrionale (si noti come l'intersezione dell'eclittica con le 6h di ascensione retta corrispondano al solstizio d'estate); in quell'epoca, la Nebulosa della Carena raggiunse una declinazione pari a 37°S, diventando così visibile fino alla latitudine di 53°N, ossia alle regioni meridionali dell'attuale Inghilterra. La Nebulosa della Carena fa parte del Braccio del Sagittario (noto anche come Braccio Carena-Sagittario), il braccio di spirale immediatamente più interno del nostro; dopo essere passato, rispetto a noi, davanti al centro galattico, oscurandolo, questo braccio prosegue in direzione del Centauro e della Carena, dove poi gira per passare dall'altra parte della Galassia rispetto a noi. Uno studio del 2008 tuttavia afferma che questo braccio sarebbe solo una grande condensazione di gas e polveri da cui sono nate diverse stelle giovani. Il contesto galattico in cui la nebulosa si trova è pervaso da un gran numero di ammassi aperti e associazioni, molti dei quali si son creati dalla stessa nebulosa. Vista dalla nostra prospettiva, nei pressi di quest'oggetto appaiono diversi brillanti agglomerati di stelle; tuttavia, si tratta solo di effetti prospettici, dato che una buona parte di questi ammassi sono in realtà molto più vicini a noi. L'ammasso definito Pozzo dei Desideri (NGC 3532) è apparentemente il più vicino a questa nebulosa: si tratta di una grande concentrazione di piccole stelle di vari colori, visibile poco a nord-est; in realtà la sua distanza è pari a 1300 anni luce, dunque si trova in primo piano, nel bordo estremo del nostro braccio di spirale, quello di Orione. Un altro oggetto molto appariscente è l'ammasso noto come Pleiadi del Sud (IC 2602), la cui distanza è però stimata sui 479 anni luce, essendo così l'ammasso aperto più vicino osservabile in questa parte di cielo; poco a sud di quest'ultimo si trova Mel 101, un oggetto sfuggente che però appartiene allo stesso ambiente galattico della Nebulosa della Carena. Gli ammassi fisicamente legati alla nebulosa sono molto meno appariscenti, perché più lontani, e riportano delle sigle di catalogo diverse dall'NGC o dall'IC, come si vedrà più avanti; questi ammassi sono composti da giovani stelle azzurre, residuo di un grande processo di formazione stellare avuto luogo alcuni milioni di anni fa all'interno della nebulosa stessa. Fa eccezione il brillante ammasso NGC 3293, visibile a nord-ovest, composto da una settantina di giovani stelle azzurre con un'età che si aggira sui 5 milioni di anni; l'oggetto è immerso e circondato da un campo ricco di altre stelle giovani, un'associazione stellare nota come Carina OB1. L'area in cui giacciono queste stelle è pervasa da una nebulosità riflettente di fondo, specie in direzione nord-ovest e sud-est; la distanza di quest'ammasso sarebbe di circa 8000 anni luce, dunque paragonabile a quella della Nebulosa della Carena. La Nebulosa della Carena è la più grande ed estesa nebulosa visibile ad occhio nudo sulla volta celeste; le sue dimensioni, sia apparenti che reali, sono superiori a quelle della ben nota Nebulosa di Orione, ed anche la sua magnitudine è superiore: la Nebulosa di Orione si estende infatti su circa un grado quadrato di volta celeste, con un diametro reale di 24 anni luce; la Nebulosa della Carena occupa invece oltre quattro gradi quadrati e possiede un diametro di ben 260 anni luce. Ad una distanza di circa 7500 anni luce, ossia quasi 8 volte superiore a quella della Nebulosa di Orione le sue dimensioni apparenti sono molto superiori rispetto a quest'ultima. Tuttavia, è una nebulosa finora meno studiata a causa della sua posizione in cielo, che fa sì che sia ottimamente osservabile solo dalle latitudini australi. Appartiene al Braccio Carena-Sagittario, un braccio di spirale della Via Lattea più interno rispetto al nostro. La nebulosa è formata per gran parte da idrogeno, mentre l'elio costituisce un quarto della sua massa totale; altri elementi più pesanti sono presenti solo in piccole percentuali. All'interno di essa, la quasi totale assenza di globuli di Bok indica che il fenomeno della formazione stellare, a differenza di altre nebulose, sarebbe fermo o poco attivo; questo fenomeno è stato però in passato assai vigoroso, come confermato dalla presenza di un gran numero di stelle giovani di grande massa, come le cosiddette giganti blu. Queste stelle sono anche responsabili dell'intensa radiazione ultravioletta che pervade l'intera nebulosa, che ionizzandone gli atomi, diventa essa stessa luminosa. Molte di queste stelle giovani sono riunite in ammassi aperti: nelle sue regioni centrali ve ne sarebbero almeno otto, di cui quattro appaiono vicini alle regioni centrali. La nebulosa è la fonte della più luminosa emissione di raggi X fra tutte le regioni H II note nella nostra Galassia; la causa di queste emissioni non è stata chiarita con certezza. Uno studio del 2005 condotto con l'osservatorio a raggi X Suzaku ha permesso di identificare diverse aree di emissione più o meno intense: nella parte meridionale, lo spettro mostra delle forti linee di emissione degli ioni Fe e Si, mentre nel settore settentrionale queste emissioni sono molto più deboli; ne consegue che l'abbondanza di questi due elementi è 2-3 volte maggiore nel settore meridionale che in quello settentrionale.[ù Alcuni scienziati nel corso degli anni ottanta hanno ipotizzato che queste emissioni, come pure quelle nei raggi gamma, vengano prodotte da dei forti venti stellari che collidono con l'ambiente nebuloso in cui si trovano. Più di recente si è teorizzato che queste emissioni diffuse siano state causate dall'esplosione di un'antica supernova o, meglio, dalla presenza di un'eventuale superbolla prodotta da ripetute esplosioni di supernovae; una singola supernova sarebbe infatti in grado di eccitare l'intera nebulosa, ma la massa totale di ferro disperso nel gas diffuso non può essere stato causato da un solo evento di questo genere. Non vi sono evidenze dirette di resti di supernova all'interno della nebulosa, né nelle onde radio, né ai raggi X; vi sono comunque due pulsar, 1E 1048.1-5937 e PSR J1052−5954, situate entro 1° dalla stella η Carinae, al di fuori della struttura centrale della nebulosa nota come "Buco della Serratura". Alcuni autori hanno comunque suggerito che questa forte turbolenza non può essere spiegata né con il forte vento stellare, né con l'esplosione di una supernova, poiché risulta essere troppo forte per essere stata causata da questi eventi; la radiazione sarebbe invece stata già presente prima della formazione della nube molecolare gigante che ha dato origine alla Nebulosa della Carena. Questa radiazione sarebbe stata causata da un gran numero di esplosioni di supernovae (almeno 20), responsabili della formazione di una eventuale "superbolla a brillamento della Carena", ormai dissipata. D'altra parte, si è scoperto che la nebulosa possiede una struttura bipolare, che suggerisce la presenza di uno o più resti di supernova originari; in entrambi i casi, l'apparente assenza di evidenti resti di supernova non sarebbe un problema, dato che le esplosioni che provocarono le emissioni a raggi X che eccitarono la nebulosa avvennero alcuni milioni di anni fa. L'area di cielo occupata dalla Nebulosa della Carena è pari a circa 2° x 2°, equivalenti a 4 gradi quadrati della volta celeste; include al suo interno nubi interstellari, giovani associazioni stellari e nebulosità riflettenti la luce delle vicine stella calde. Al suo interno si trova uno dei più grandi complessi di stelle insolitamente massicce conosciute all'interno della nostra Galassia, fra i quali i giovani ammassi aperti Tr 14, Tr 15 e Tr 16, Cr 228 e Cr 232, più Bochum 10 e Bochum 11; tutti insieme, questi ammassi contengono almeno 64 stelle di classe spettrale O e due stelle di Wolf-Rayet, ossia ciò che resta di un violento fenomeno di formazione stellare avvenuto circa 3 milioni di anni fa. Fra le stelle presenti in quest'area vi sono alcuni esempi di rari astri di classe spettrale 03 di sequenza principale. La regione della nebulosa più studiata è quella centrale, incentrata su un'area di cielo di 0,5 gradi quadrati di cielo contenente le due associazioni Tr 14 e Tr 16, la Nebulosa Buco della Serratura e l'intensa linea scura a forma di "V" che taglia in due parti il complesso nebuloso, linea formata da polveri non illuminate. Studi ottenuti nel lontano infrarosso suggeriscono che la Nebulosa della Carena sia una regione H II molto evoluta, con perdita di polveri e gas neutro dal suo nucleo; inoltre, nella nebulosa non sono presenti gli addensamenti compatti e ad alta densità di stelle circondate da nubi che si osservano in altre regioni H II, come W49 e W51. Solo alcune aree della nebulosa sono soggette ad un intenso fenomeno di formazione stellare. Osservazioni condotte invece su larga scala mostrano che questa nebulosa possiede una struttura bipolare compressa nella zona centrale ai due lati da polveri e gas freddi; l'asse maggiore è grosso modo perpendicolare al piano galattico. I suoi lobi bipolari hanno un diametro di circa 1°, equivalenti a 40 parsec (130 anni luce) se si considera la distanza della nube pari a 7500 anni luce, e non possiedono una forma sferica e regolare; le regioni interne di questi lobi emettono radiazione OIII e sono circondate da filamenti emittenti radiazione Hα e SII. Il lobo settentrionale mostra evidenze di impatto con il piano galattico, mentre il grande lobo che si estende a meridione appare essere legato in sequenza con una serie di strutture a guscio che si estendono fino ad un'angolazione di 2,7° (pari a 110 parsec/360 anni luce) dal centro della nebulosa. La struttura a poli della nebulosa suggerisce che l'espansione lungo il piano galattico è stata inibita dal gas molecolare circostante, costringendo il gas a dirigersi in due direzioni opposte verso i poli galattici locali; ciò a sua volta suggerisce che in origine la nube molecolare doveva avere una forma relativamente piatta ed essere contenuta tutta entro la zona centrale del piano galattico. Il lobo polare che si estende verso nord è caratterizzato, soprattutto in direzione nord-ovest, dalla presenza di una complessa rete di strutture filamentose disposte ad archi ed a guisa di gusci; la morfologia di questa regione dà l'impressione che la regione H II si stia espandendo in una zona il cui mezzo interstellare è disomogeneo, ricco di strutture più o meno dense che gli conferiscono un aspetto poroso e "a bolle". Molte di queste strutture filamentose visibili all'infrarosso coincidono con delle regioni oscure e si estendono vicino a dei fronti di espansione ionizzati e visibili otticamente. Nonostante le precedenti osservazioni avessero mostrato che i fenomeni di formazione stellare all'interno della Nebulosa della Carena fossero ridotti o inesistenti, dai dati di alcuni studi emerge che la nascita di nuove stelle non si è completamente arrestata con la formazione degli ammassi di stelle giovani e massicce osservati. La parte settentrionale sembra inoltre possedere più siti di formazione stellare rispetto alle aree centrali; infine, i membri dell'associazione di stelle nota come Tr 14 creano un ambiente estremamente instabile per la nube molecolare, che tenderebbe a subire l'influsso del forte vento stellare di queste stelle. Lungo i bordi della nebulosa si possono osservare delle condensazioni che formano delle strutture simili a sporgenze e dei corrugamenti; alcune di queste strutture, che agli infrarossi appaiono brillanti, si trovano sulla linea del fronte di ionizzazione. Le dimensioni di questi globuli sono pari a circa 1 pc (3,26 anni luce) e la separazione media fra i vari globuli lungo un dato filamento è di circa 5 pc. Dato che molte di queste strutture si trovano nelle regioni neutre direttamente a contatto con il fronte di ionizzazione, ci sono ottime probabilità che si tratti di siti in cui è attiva la formazione stellare. La posizione di questi globuli alla periferia della nebulosa lungo il fronte di ionizzazione ad est della stella η Carinae sono in interazione con le vicine stelle massicce e si sarebbero formati come risultato delle instabilità degli strati di gas e polveri in accelerazione. Secondo alcuni studi è emerso che la formazione stellare nella regione della nebulosa sia iniziata nel suo settore nord-occidentale: l'esito di questi primi fenomeni di formazione sarebbero oggi visibili sotto forma di brillanti ammassi aperti, in particolare di NGC 3293, visibile circa 1° a nord-ovest della nebulosa, e il più piccolo IC 2581, sempre nella stessa direzione; in seguito alla formazione di questi due ammassi gli episodi di formazione stellare si sarebbero spostati progressivamente verso sud-est, fino a raggiungere l'attuale posizione. Secondo un altro studio datato 2003, la formazione stellare sarebbe comunque ancora attiva nella regione circostante l'ammasso, come sarebbe stato testimoniato dalla scoperta di alcune stelle di pre-sequenza principale.