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ASTROFILO
l’
MAGGIO 2012
NEBULOSE
Il gas di una nebulosa tende ad essere io-
nizzato dai fotoni energetici irradiati
dalle stelle, e non appena gli elettroni si
ricongiungono negli atomi (processo
detto "ricombinazione"), irradiano ener-
gia a specifiche frequenze che dipendono
dal tipo di gas e dal livello di energia ato-
mica nel quale cadono.
La maggior parte delle magnifiche foto-
grafie di nebulose prese dall'Hubble
Space Telescope sono combinazioni di im-
magini ottenute con tre diversi filtri che
isolano specifiche linee spettrali. Per ot-
tenere l'immagine finale vengono asse-
gnati dei colori convenzionali: il rosso
all'esposizione fatta a 672.4 nm, corri-
spondente allo zolfo (SII) visto nell'infra-
rosso; il verde all'esposizione in H-alfa
(HII) a 656.3 nm, e il blu alle linee dell'os-
sigeno ionizzato (OIII) visibili a 495.9 e
500.7 nm. Di conseguenza, le immagini a
colori dell'HST sono dunque immagini a
falsi colori, sebbene non siano lontane da
ciò che (potendo) vedremmo con i nostri
occhi utilizzando gli stessi filtri. Siffatte
immagini consentono di identificare fa-
cilmente i vari gas nelle nebulose.
A differenza del gas, la polvere delle ne-
bulose si comporta piuttosto diversa-
mente sotto l'influenza della radiazione
stellare. Sebbene le particele di polvere
interstellare siano in realtà molto più pic-
cole di quanto noi consideriamo la pol-
vere, tanto da essere più simili alle
particelle del fumo, esse sono nondi-
meno abbastanza grandi da non compor-
tarsi come i singoli atomi. Tanto per
cominciare, la polvere interstellare dif-
fonde la radiazione quanto la nebbia dif-
fonde la luce, e può creare le cosiddette
nebulose a riflessione, che sono solo
luce stellare rimbalzata verso la nostra
linea di vista (la più famosa di questo
tipo è la nebulosità bluastra che avvolge
le Pleiadi). In secondo luogo, la polvere
assorbe la radiazione e si riscalda, esat-
tamente nello stesso modo in cui il Sole
scalda la sabbia di una spiaggia. Di con-
seguenza, le particelle di polvere riscal-
data emettono calore (radiazione infra-
rossa) e ciò può essere rilevato con un
nostri telescopi per formare immagini o
spettri. La nebulosa necessita pertanto
di una sorgente di energia per bilanciare
la sua perdita, e questa sorgente è soli-
tamente (ma non sempre) la luce prove-
niente da una stella interna alla ne-
bulosa. (Un meccanismo alternativo è il
riscaldamento da compressione, tipico
di nebulose associate ad eventi violenti,
come i residui di supernovae.) Nelle re-
gioni HII (ad esempio la nebulosa Aquila
e quella di Orione) la radiazione ultravio-
letta di giovani stelle è assorbita sia dai
gas sia dalle polveri, che re-irradiano
in diversi modi l'energia che assorbono.
I
l filamento di
polvere interstel-
lare che attraversa
queste due pagine
è catalogato come
Barnard 211-213.
Del tutto oscuro
nella banda ottica,
diventa molto lu-
minoso a lunghez-
ze d’onda millime-
triche. [ESO/APEX
(MPIfR/ESO/OSO)/
A. Hacar et al./Di-
gitized Sky Survey
2, D. De Martin]
