Mezzo Interstellare e Nubi Molecolari

Profondo universo

Una stella è costituita, per la gran parte, da idrogeno dalla cui fusione ricava l'energia necessaria per contrastare l'altrimenti inevitabile collasso gravitazionale della grande massa di materia che lo compone. Condizione necessaria dunque perché una stella possa formarsi è una fonte di idrogeno, reperibile nel mezzo interstellare (ISM, dall'inglese Inter Stellar Medium) presente comunemente all'interno di una galassia.
Una tipica galassia aspirale, come la Via Lattea, contiene grandi quantità di mezzo interstellare, disposto principalmente lungo i bracci che delineano la spirale in un sottile strato largo circa 300 anni luce.
Il mezzo interstellare è inizialmente piuttosto rarefatto, con una densità compresa tra 0,1 e 1 particelle per cm³, ed è composto per circa il 90% da gas , perlopiù idrogeno con significative quantità di elio, mentre la restante percentuale è costituita da polveri, ossia minute particelle di carbonio, silicio ed altri composti. Si pensa che queste polveri con diametro tra 10 e 100 nanometri, definite come "polveri interstellari" siano originate dalle atmosfere esterne delle stelle rosse giganti e dalle esplosioni di supernovae. La dispersione di energia sotto forma di radiazione nell'infrarosso, traducendosi in un raffreddamento della nube, fa sì che la materia del mezzo si addensi in nubi distinte, dette genericamente nubi interstellari, classificate in maniera opportuna a seconda dello stato di ionizzazione dell' idrogeno.
Le nubi costituite in prevalenza da idrogeno neutro monoatomico sono dette regioni HI (acca primo) Man mano che il raffreddamento prosegue, le nubi divengono sempre più dense; quando la densità raggiunge le 1000 particelle al cm³, la nube diviene opaca alla radiazione ultravioletta galattica. Tale condizione, unita all'intervento dei granuli di polvere interstellare in qualità di catalizzatori,permette agli atomi di idrogeno di combinarsi in molecole biatomiche (H2): si ha così una nube molecolare. L’idrogeno molecolare emette nell’infrarosso ed e’ difficile da individuare. Come tracciante della nube si usa il monossido di carbonio CO che è in un rapporto di 10.000:1 rispetto all’Idrogeno. Qualora la quantità di polveri all'interno della nube sia tale da bloccare la radiazione luminosa visibile proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare nel cielo come una nebulosa oscura.

Nubi molecolari giganti (GMC):

Dell' inglese Giant Molecular Cloud, possiedono densità tipiche dell'ordine delle 100 particelle al cm³, diametri di oltre 100anni luce, masse superiori a 6 milioni di masse solari(M☉) ed una temperatura media, all'interno, di 10K. Si stima che circa la metà della massa complessiva del mezzo interstellare della nostra galassia sia contenuta in queste formazioni, suddivisa tra circa 6000 nubi ciascuna con più di 100000 masse solari di materia al proprio interno.
Le nubi molecolari giganti hanno un'ampiezza tale da coprire una frazione significativa della costellazione in cui sono visibili, al punto da prendere il nome da quello della costellazione stessa.

Nubi molecolari piccole (Globuli di Bok):

I globuli di Bok furono osservati per la prima volta dall'astronomo Bart Bok negli anni quaranta. Sono piccoli aggregati isolati di gas molecolare e polveri molto simili ai nuclei delle delle GMC che si possono formare indipendentemente o in associazione al collasso di nubi molecolari più vaste e sono reperiti spesso nelle regioni H II.
Oltre la metà dei globuli di Bok noti contengono al loro interno almeno un oggetto stellare giovane. Un tipico globulo di Bok ha una massa di poche centinaia di masse solari ed un diametro di un anno luce circa.
I globuli di Bok finiscono in genere per produrre stelle doppie o multiple.

Nubi molecolari diffuse ad alta latitudine:

Nel1984 il satellite IRAS identificò una particolare tipologia di nube molecolare, che appare costituita da filamenti diffusi visibili ad elevate latitudini galattiche, dunque all'esterno del piano galattico.
Tali nubi, dette cirri infrarossi per via della loro morfologia nell'infrarosso affine all'omonima tipologia di nube terrestre, possiedono una densità della materia tipica di 30 particelle al cm3.

Nubi oscure ed ad emissione

Se la quantità di polveri all'interno della nube molecolare è tale da bloccare la radiazione luminosa visibile proveniente dalle regioni retrostanti, essa appare come una nebulosa oscura;tra le nubi oscure si annoverano i già citati globuli di Bok, "piccoli" aggregati di idrogeno molecolare e polveri che si possono formare indipendentemente o in associazione al collasso di nubi molecolari più vaste.
I globuli di Bok, così come le nubi oscure, si presentano spesso come delle sagome scure contrastanti con il chiarore diffuso dello sfondo costituito da una nebulosa a emissione o dalle stelle di fondo.
L'eventuale raggiungimento di densità ancora superiori (~10000 atomi al cm³) rende le nubi opache anche all'infrarosso, che normalmente è in grado di penetrare le regioni ricche di polveri. Tali nubi, dette nubi oscure all'infrarosso,contengono importanti quantità di materia (da 100 a 100000 M☉) e costituiscono l'anello di congiunzione evolutivo tra la nube e i nuclei densi che si formano per il collasso e la frammentazione della nube. Le nubi molecolari e oscure costituiscono il luogo ideale per la nascita di nuove stelle. L'eventuale presenza di giovani stelle massicce, che con la loro intensa emissione ultravioletta ionizzano l'idrogeno ad H+ (da non confondere con l’ idrogeno molecolare H2), trasforma la nube in un particolare tipo di nube a emissione nota come regione H II (acca secondo). La nebulosa di Orione M42 è forse la più nota regione HII conosciuta.