Protostelle

Le protostelle, gli oggetti celesti che rappresentano le prime fasi della formazione stellare, sono al centro di intensi studi astronomici per il loro ruolo cruciale nella comprensione dell'evoluzione stellare. Questi embrioni stellari, nascosti all'interno di dense nubi molecolari, emettono radiazioni prevalentemente nel dominio infrarosso, rendendoli osservabili solo con strumenti sensibili a queste lunghezze d'onda. Seguici su Eagle sera per saperne di più.

Protostelle

In astronomia si definisce protostella la fase della formazione stellare compresa tra il collasso della nube molecolare e la fase di stella pre-sequenza principale. La protostella è l'immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa nube del mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi è in uno stato di equilibrio dinamico: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle turbolenze interne della nube, oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le onde d'urto provocate dall'esplosione di una vicina supernova o da una collisione tra due nubi distinte, le forze di marea galattica tra due galassie interagenti e così via. Quale che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che, in una regione della nube a maggiore densità, la forza di gravità sovrasti l'energia termica, dando luogo al collasso. Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di contrazione ad una stella di sequenza principale, mentre le stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari (M☉) raggiunge la sequenza principale in circa 100.000 anni. Il prodotto del primo collasso è la formazione di un nucleo idrostatico, il quale deve andare incontro ad una fase di accrescimento. Questa è la fase cruciale del processo di formazione di una stella, dal momento che la quantità di materia che l'astro nascente riesce ad accumulare condizionerà irreversibilmente il suo destino successivo: infatti, se la protostella accumula una massa compresa tra 0,08 e 8–10 M☉ evolve successivamente in una stella pre-sequenza principale; se invece la massa è nettamente superiore, la protostella raggiunge immediatamente la sequenza principale. La massa determina inoltre la durata della vita di una stella: le stelle meno massicce vivono molto più a lungo delle stelle più pesanti: si va dal bilione di anni delle stelle di classe M V fino ai pochi milioni di anni delle massicce stelle di classe O V. Se l'oggetto non riesce ad accumulare una massa di almeno 0,08 M☉ l'innesco delle reazioni di fusione dell'idrogeno è impossibilitato; questa "stella mancata", dopo una fase di stabilizzazione, diviene quella che gli astronomi definiscono una nana bruna. Una nube interstellare rimane in uno stato di equilibrio idrostatico finché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, è equilibrata dall'energia potenziale della gravità interna che tenderebbe a farla collassare. Tuttavia, se la massa della nube è tale che la pressione del gas è insufficiente a bilanciare la gravità, essa inizierà a manifestare dei fenomeni di instabilità che ne provocheranno il collasso gravitazionale. La massa limite oltre la quale la nube andrà incontro al collasso è detta massa di Jeans, direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densità della nube: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire tale processo. Infatti, via via che le regioni più dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare. Questi frammenti, detti nuclei densi, hanno dimensioni comprese tra 6000 e 60.000 UA, densità dell'ordine di 105–106 particelle per cm3 e contengono una quantità di materia variabile; l'intervallo di massa è assai ampio, ma le masse più piccole sono le più comuni. Questa distribuzione di massa coincide con la distribuzione delle masse stellari, tenendo tuttavia in conto che la massa di una nube è il triplo della massa della stella che da essa avrà origine, il che indica che appena un terzo della materia della nube darà origine all'astro, mentre il resto si disperderà nello spazio. Non sempre il collasso inizia spontaneamente, a causa delle turbolenze interne del gas, oppure per via della diminuzione della pressione interna del gas a causa del raffreddamento o della dissipazione dovuta ai campi magnetici. Anzi, più spesso, come dimostra la maggioranza dei dati osservativi, è necessario l'intervento di qualche fattore che dall'esterno perturbi la nube, causando le instabilità locali e promuovendo dunque il collasso. Numerosi sono gli esempi di stelle, per lo più appartenenti ad ampie associazioni stellari, le cui caratteristiche mostrano che si sono formate quasi contemporaneamente: dal momento che un simultaneo collasso di nuclei densi indipendenti sarebbe un'incredibile coincidenza, è più ragionevole pensare che questo sia la conseguenza di una forza applicata dall'esterno che abbia agito sulla nube causando l'innesco del collasso e la formazione di un folto gruppo di stelle. Diversi possono essere gli eventi esterni in grado di promuovere il collasso di una nube: le onde d'urto generate dallo scontro di due nubi molecolari o dall'esplosione di una supernova nelle vicinanze; le forze di marea che si instaurano a seguito dell'interazione tra due galassie, che innescano una violenta attività di formazione stellare definita starburst; gli energici super-flare di una vicina stella in formazione oppure la pressione del vento di una stella massiccia vicina o la sua intensa emissione ultravioletta. I frammenti della nube, inizialmente in equilibrio, continuano a contrarsi lentamente per alcuni milioni di anni a temperatura costante fintantoché l'energia gravitazionale viene dissipata mediante l'irraggiamento di onde radio millimetriche. A un certo punto si manifestano dei fenomeni di instabilità che provocano un improvviso collasso del frammento, che porta ad un aumento della densità al centro fino a 30 miliardi di molecole al cm3. Tale incremento porta ad un'opacizzazione della nube alla sua stessa radiazione, con conseguente aumento della temperatura (da 10 a 60-100 K) e rallentamento del collasso. Il riscaldamento dà luogo quindi a un aumento della frequenza delle onde elettromagnetiche emesse; la nube ora irradia nell'infrarosso lontano, a cui essa è trasparente. In questo modo la polvere media il secondo collasso della nube. Si crea così una configurazione in cui un nucleo centrale idrostatico attrae gravitazionalmente la materia diffusa nelle regioni esterne: è il cosiddetto First Hydrostatic Core (Primo Nucleo Idrostatico), che continua ad aumentare la sua temperatura in funzione del teorema del viriale; la caduta del materiale su questa regione opaca centrale crea delle onde d'urto che riscaldano ulteriormente il gas. Dopo questa fase di accrescimento dall'inviluppo, il nucleo inizia una fase di contrazione quasi statica. Quando la temperatura nucleare raggiunge circa i 2000 K, l'energia termica dissocia le molecole di H2 in atomi di idrogeno, che subito dopo si ionizzano assieme agli atomi di elio. Questi processi assorbono l'energia liberata dalla contrazione, permettendole di proseguire per periodi di tempo comparabili col periodo del collasso a velocità di caduta libera. Non appena la densità del materiale in caduta raggiunge il valore di 10−8g cm−3, la materia diviene sufficientemente trasparente da permettere all'energia radiante di fuggire. La combinazione della convezione all'interno e dell'emissione di radiazioni permette all'embrione stellare di contrarre il proprio raggio. Questa fase continua finché la temperatura dei gas è sufficiente a mantenere una pressione abbastanza elevata da evitare un ulteriore collasso; si raggiunge così l'equilibrio idrostatico. Quando l'oggetto così formato cessa questa fase di accrescimento prende il nome di protostella; l'embrione stellare permane in questa fase per alcune decine di migliaia di anni. In seguito al collasso la protostella deve aumentare la propria massa accumulando gas; ha così inizio una fase di accrescimento che va avanti ad un ritmo di circa 10^(−6)–10^(−5) M☉ all'anno. L'accrescimento del materiale verso la protostella prosegue grazie alla mediazione di un disco di accrescimento, allineato con l'equatore, che si forma nel momento in cui il moto di rotazione della materia in caduta (inizialmente uguale a quello della nube) viene amplificato a causa della conservazione del momento angolare. La velocità di accrescimento non è costante: infatti la futura stella raggiunge in tempi rapidi quella che sarà la metà della sua massa definitiva, mentre impiega oltre dieci volte più tempo per accumulare la restante massa. Solo una parte della materia del nucleo denso (si stima circa un terzo) andrà a precipitare sulla protostella; infatti, se tutto il momento angolare del disco venisse trasferito ad essa, la sua velocità di rotazione incrementerebbe sino a raggiungere un valore di forza centrifuga tale da provocarne lo smembramento. In questa fase si formano inoltre dei flussi molecolari che si dipartono dai poli della protostella, probabilmente per disperdere l'eccesso di momento angolare. I meccanismi all'origine della formazione di tali getti non sono ancora del tutto chiari, ma si pensa che un ruolo importante sia da attribuirsi alle linee di forza del campo magnetico stellare, la cui deflessione e ritorsione nell'attraversare il disco di accrescimento provocherebbe una sorta di elica che incanala il plasma espulso in un getto sottile. L'urto di questi getti con il gas della nube può generare delle particolari formazioni note come oggetti di Herbig-Haro (oggetti HH).