Nebulosa di Orione

LaNebulosa di Orione(nota anche comeMessier 42oM42,NGC1976) è una dellenebulose diffusepiù brillanti delcielo notturno. Chiaramente riconoscibile aocchio nudocome unoggetto di natura non stellare, è posta a sud del famosoasterismodellaCintura di Orione,al centro della cosiddettaSpada di Orione, nell'omonima costellazione.
Posta a una distanza di circa 1 500 anni luce dallaTerra,si estende per circa 24 anni luceed è una tra le regioni diformazione stellarepiù vicine alsistema solare. Vecchie pubblicazioni si riferiscono a questa nebulosa col nome diGrande Nebulosa, mentre più anticamente i testi astrologici riportavano lo stesso nome dellastellaEta Orionis,Ensis(la spada), che però si trova in un'altra parte della costellazione.Si tratta di uno degli oggetti più fotografati e studiati della volta celeste,ed è sotto costante controllo a causa dei fenomeni celesti che hanno luogo al suo interno; gliastronomihanno scoperto nelle sue regioni più internedischi protoplanetari,nane brunee intensi movimenti digasepolveri.
La Nebulosa di Orione contiene al suo interno unammasso apertomolto giovane, noto comeTrapezio.Le osservazioni con i più potenti telescopi (specialmente iltelescopio spaziale Hubble) hanno rivelato molte stelle circondate da anelli di polveri, probabilmente il primo stadio della formazione di unsistema planetario.
La nebulosa è stata riconosciuta come tale nel 1610 da un avvocato francese,Nicolas-Claude Fabri de Peiresc(1580-1637),anche se, date le dimensioni e la luminosità, era certamente conosciuta anche in epoche preistoriche.Tolomeola identificava come unastelladella spada di Orione, dimagnitudine3.
La Nebulosa di Orione è un oggetto dell'emisfero australe, ma è talmente prossimo all'equatore celesteda risultare visibile da tutte le aree abitate della Terra. Si presentacircumpolaresolo in prossimità delpolo sud, mentre appare visibile sopra l'orizzonte anche diversi gradi a nord delcircolo polare artico.A causa della sua luminosità, può essere osservata anche dai centri urbani senza difficoltà, sebbene appaia a occhio nudo come una "stella" sfocata.
La nebulosa è ben visibile durante i mesi compresi tra novembre e marzo e può essere facilmente identificata grazie alla celebre sequenza di tre stelle nota comeCintura di Orione: a sud di quest'asterismo si nota un gruppo distelledisposte in senso nord-sud (laSpada di Orione), la cui "stella" centrale è in realtà proprio la Nebulosa di Orione. Aocchio nudoha un aspetto nettamente nebuloso, che continua a mostrarsi tale anche con piccolibinocoli; uno strumento più potente è sufficiente per individuare, al suo interno, un gruppo di stelline azzurre, quattro delle quali sono disposte a formare un trapezio.
L'attuale posizione della Nebulosa di Orione fa sì che, come si è detto, sia visibile da tutte le aree popolate della Terra. Tuttavia è noto che, a causa del fenomeno conosciuto comeprecessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dalpolo nordesuddell'eclittica.
L'ascensione rettaattuale della Nebulosa corrisponde a 5h 35m, ossia relativamente prossima alle 6h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alladeclinazionepiù settentrionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l'intersezione dell'eclittica con le 6h di ascensione retta corrisponda alsolstizio d'estate); nel caso della Nebulosa di Orione, i 5° di declinazione sud.
Nell'epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa 12 000 anni fa), la Nebulosa di Orione aveva un'ascensione retta opposta a quella attuale, ossia prossima alle 18h; in quel punto, gli oggetti celesti raggiungono, tranne nelle aree più prossime al polo sud dell'eclittica, il punto più meridionale. Sottraendo agli attuali -5° un valore di 47° (pari al doppio dell'angolo di inclinazione dell'asse terrestre),si ottiene un valore di -52°, ossia una declinazione fortemente australe, che fa sì che la Nebulosa di Orione potesse essere osservata solo a sud del 38ºparallelonord (le costetunisine); ne consegue che in tutta l'Europa, in parte dell'America settentrionalee dell'Asia settentrionalela nebulosa restava sempre al di sotto dell'orizzonte.
Fra circa 400 anni, la nebulosa raggiungerà le 6h di ascensione retta; dopo di che incomincerà a scendere a latitudini sempre più australi.
Secondo un racconto popolare di origineMaya, l'area della costellazione di Orione era parte di un settore celeste noto comeXibalba, l'oltretomba.Al centro includeva una macchia di fuoco ardente, che corrispondeva appunto alla Nebulosa di Orione. Appare dunque evidente che i Maya, senza l'uso di telescopi, notarono che quest'oggetto aveva caratteristiche diverse dalle stelle, la cui luce è scintillante, ma netta.
Sebbene la nebulosa sia chiaramente visibile come tale anche senza l'ausilio di strumenti, sembra strano che non ci sia menzione di questa sua caratteristica nebulosità prima delXVII secolo. In particolare, né l'AlmagestodiClaudio Tolomeo, né ilLibro delle stelle fissediAl Suficita questa nebulosa, nonostante altri oggetti più o meno apparentemente nebulosi e più o meno luminosi siano citati. Curiosamente, neppureGalileo Galileila cita, nonostante le sue osservazioni condotte con il suocannocchialenel 1610 e 1617 proprio in quest'area di cielo.Questi fatti hanno dato luogo a delle speculazioni secondo cui la luminosità della nebulosa sarebbe aumentata notevolmente a seguito dell'aumento di luminosità delle sue stelle interne.
La prima menzione della Nebulosa come tale risale solo al 1610, per opera diNicolas-Claude Fabri de Peiresc, come risulta dalle sue annotazioni.Johann Baptist CysatdiLucerna, un astronomo gesuita, fu il primo a pubblicare delle note sulla nebulosa (sebbene con alcune ambiguità), in un libro sullecometeedito nel 1618. Fu scopertaindipendentementenegli anni successivi da alcuni astronomi importanti dell'epoca, comeChristiaan Huygensnel 1656 (il quale pubblicò un primo abbozzo nel 1659).Charles Messiernotò per la prima volta la nebulosa il 4 marzo del 1769, nella quale vide pure tre delle stelle del Trapezio. In realtà, la prima osservazione di queste tre stelle è ora accreditata a Galileo, che sembra le avesse osservate già nel 1617, mentre, come detto, non riportò nei suoi scritti notizia della nebulosa circostante; probabilmente ciò è dovuto al campo ristretto del suo cannocchiale. Il Messier pubblicò la prima edizione del suo famosoCatalogonel 1774.La Nebulosa di Orione fu in questa lista identificata col numero 42, da cui deriva la sua sigla ben nota di M42.
Con l'introduzione dellaspettroscopiaper opera diWilliam Huggins, fu appurata, nel 1865, la natura gassosa della nebulosa.Henry Draperscattò la primaastrofotodella Nebulosa di Orione la mattina del 30 settembre 1880, passata poi alla storia come la prima foto del cielo profondo della storia.
Nel 1902,Vogeled Eberhard scoprirono delle differenze di velocità all'interno della nebulosa e dal 1914 gli astronomi hanno utilizzato l'interferometro aMarsigliaper misurare i moti di rotazione e quelli irregolari. Campbell e Moore confermarono questi risultati tramite l'uso di spettrografi, dimostrando la presenza di turbolenze all'interno della nebulosa.
Nel 1931,Trumplernotò che le stelle più luminose vicino al Trapezio formano un ammasso, e fu il primo a dare il nome "Ammasso del Trapezio" all'insieme. Basandosi sulla loromagnitudinee sul loro tipo spettrale, ipotizzò una distanza dell'oggetto di circa 1 800anni luce. Questo valore accorciò di tre volte le stime di distanza indicate all'epoca, sebbene fosse comunque ancora troppo elevato rispetto alle valutazioni moderne.
Nel 1993, ilTelescopio Spaziale Hubblefece la sua prima osservazione della Nebulosa di Orione: da allora, il telescopio ha condotto numerosi studi; le sue immagini sono state utilizzate per creare modelli dettagliati in tre dimensioni della nebulosa. Attorno alle stelle di nuova generazione sono stati osservati deidischi protoplanetari, mentre venivano studiati gli effetti distruttivi degli alti livelli diultraviolettioriginati dalle stelle più massive.
Nel 2005 termina la campagna fotografica di immagini a elevatissimo dettaglio mai prese prima della Nebulosa di Orione, per opera del Telescopio Spaziale Hubble. Queste immagini sono state riprese durante 104 orbite del telescopio; rivelano oltre 3 000 stelle di magnitudine apparente fino alla ventitreesima, incluse minuscolenane brune, delle quali alcune sembra siano doppie.Un anno dopo, gli scienziati del programma spaziale Hubble hanno annunciato la prima scoperta della massa di una coppia di nane brune chesi eclissano a vicenda, catalogate come 2MASS J05352184 – 0546085. Le componenti della coppia, situata nella Nebulosa di Orione, hanno una massa di circa 0,054M☉e 0,034 M☉rispettivamente, con un periodo orbitale di 9,8 giorni. Sorprendentemente, la stella più massiva delle due sembra essere anche la meno luminosa.
La Nebulosa di Orione fa parte di un vasto complesso di nebulosità noto comeComplesso nebuloso molecolare di Orione. Il complesso si estende attraverso l'intera costellazione di Orione, includendo l'Anello di Barnard, laNebulosa Testa di Cavallo,M43e laNebulosa Fiamma.Il forte processo di formazione stellare fa sì che questo sistema nebuloso sia particolarmente visibile nell'infrarosso.
La nebulosa è visibile aocchio nudoanche dalle aree urbane, in cui è forte l'inquinamento luminoso; appare come una "stella" un po' nebulosa al centro della spada di Orione, unasterismocomposto da tre stelle disposte in senso nord-sud, visibile poco a sud dellaCintura di Orione. Tale caratteristica nebulosità è ben accentuata attraversobinocoliotelescopi amatoriali.
La Nebulosa di Orione contiene un giovanissimoammasso aperto, noto comeTrapezioa causa della disposizione delle sue stelle principali; due di queste possono essere risolte nelle lorocomponenti binarienelle notti propizie. Il Trapezio potrebbe essere parte del grandeAmmasso della Nebulosa di Orione, un'associazionedi circa 2 000 stelle con un diametro di 20anni luce. Fino a due milioni di anni fa questo ammasso potrebbe aver ospitato quelle che ora sono note come lestelle fuggitive, ossiaAE Aurigae,53 ArietiseMu Columbae, le quali si dirigono in direzioni opposte all'ammasso con una velocità superiore ai100km/s.
Le osservazioni hanno permesso di scorgere sulla nebulosa una tinta di colore verdastro, che si aggiunge alle regioni di marcato colore rosso e blu-violetto. L'alone rosso è ben noto, essendo causato dallaradiazioneH-alfaallalunghezza d'ondadi 656,39nm. Il blu-violetto è dovuto invece alla radiazione riflessa proveniente dalle stelle diclasse O, di grandemassae di colore blu.
Il verde invece è stato un enigma per gli studiosi fino alla prima metà delXX secolo, poiché le cause delle linee spettrali sul verde non erano conosciute. Tra le varie speculazioni vi fu quella che affermava che le linee verdi sarebbero state causate da un elemento nuovo, a cui fu dato il nome di "nebulium". Con lo studio della fisica atomica fu in seguito determinato che lo spettro verde è causato da un fenomeno noto come "transizione proibita", ossia la transizione a bassa probabilità di unelettronein un atomo diossigenodoppiamenteionizzato. Questa radiazione è però impossibile da riprodurre in laboratorio, poiché dipende dall'ambiente peculiare possibile solo nello spazio profondo.
L'intera area occupata dalla Nebulosa di Orione si estende su una regione di cielo di 10° di diametro, includendonubi interstellari,associazioni stellari,volumi di gas ionizzatoenebulose a riflessione.
La nebulosa possiede una forma grosso modo circolare, la cui massima densità si trova in prossimità del centro;la sua temperatura si aggira mediamente sui10000K, ma scende notevolmente lungo i bordi della nebulosa.Diversamente alla distribuzione della sua densità, la nube mostra una variazione di velocità e turbolenza in particolare nelle regioni centrali. I movimenti relativi superano i10,3km/s, con variazioni locali fino ai 50 km/s e forse superiori.
Gli attuali modelli astronomici della nebulosa mostrano una regione grosso modo centrata sulla stellaθOrionis C, nell'Ammasso del Trapezio, la stella responsabile della gran parte della radiazione ultravioletta osservata. Questa regione è circondata da un'altra nube ad alta densità, di forma concava e irregolare, ma più neutra, con campi di gas neutro che giacciono all'esterno della concavità.
A pochi primi in direzione nord-ovest da questa stella si trova uno dei complessi nebulosi molecolari più notevoli dell'intera Nebulosa; in quest'area, nota comeOMC-1, il processo di formazione stellare è notevolmente accelerato, sia per la densità dei banchi di gas e polveri, sia per la radiazione e il vento stellare di θOrionis C.
Gli studiosi hanno dato dei nomi alle varie strutture interne alla Nebulosa di Orione: la fascia scura che si estende da nord intorno alla brillante regione centrale è chiamataBocca di pesce; le regioni illuminate da entrambi i lati sono chiamateAli. I nomi di altre strutture sonoLa spada,La Velae altri ancora.
La Nebulosa di Orione è un esempio di "fornace" in cui le stelle prendono vita; varie osservazioni hanno infatti rilevato all'interno della nebulosa circa 700 stelle in vari stadi di sviluppo.
Recenti osservazioni col Telescopio Spaziale Hubble hanno scoperto un numero così elevato didischi protoplanetari, che al giorno d'oggi la gran parte di quelli conosciuti sono stati osservati entro questa nebulosa.Il telescopio Hubble ha infatti rilevato più di 150 dischi protoplanetari, che sono considerati come lo stadio primario dell'evoluzione deisistemi planetari. Questi dati sono utilizzati come evidenza che ogni sistema planetario ha origini simili in tutto l'Universo.
Le stelle si formano quando nubi diidrogeno molecolaree altri gas in unaregione H IIsi contraggono a causa della loro stessagravità. Come il gas collassa, la nube centrale cresce rapidamente e il gas interno si riscalda a causa della conversione dell'energia potenziale gravitazionaleinenergia termica. Se la temperatura e la pressione raggiungono un livello sufficientemente alto, inizia lafusione nucleareche dà origine allaprotostella.
Di solito, un'altra nube di materia resta al di fuori della stella prima dell'innesco del meccanismo di fusione; questa nube in avanzo, in parte formata anche dai getti del materiale del disco troppo veloce per essere catturato dalla protostella, va a formare il disco protoplanetario della medesima, al cui interno può avvenire la formazione di pianeti. Recenti osservazioni all'infrarossohanno mostrato come i granuli di polvere di questi dischi possano accrescersi, diventando la base di formazione deiplanetesimi.In particolare queste osservazioni all'infrarosso hanno condotto alla individuazione di una classe di dischi detti "Peter Pan".
Una volta che la protostella entra nella fase disequenza principale, è classificata comestellaa tutti gli effetti. Le osservazioni mostrano che, sebbene la gran parte dei dischi planetari possa formare pianeti, l'intensa radiazione stellare dovrebbe distruggere tali dischi attorno alle stelle vicino alTrapezio, se questo gruppo fosse così vecchio quanto le stelle di massa inferiore presenti nell'ammasso circostante.Da quando sono stati scoperti dischi protoplanetari anche in stelle molto vicine all'Ammasso del Trapezio, può esserne dedotto che queste stelle sono molto più giovani rispetto a quelle circostanti.
Una volta formate, le stelle all'interno della nebulosa emettono una corrente diparticellecariche nota comevento stellare. Le stelle piùmassiccedelgruppo OBe lestelle più giovanihanno un vento stellare molto più forte di quello del nostroSole.Il vento forma onde d'urto nel momento in cui incontra ilgasdella nebulosa, il quale quindi forma nubi intense di gas. L'onda d'urto derivata dal vento stellare gioca dunque un ruolo fondamentale nel fenomeno della formazione stellare, compattando le nubi di gas, creando densità non omogenee e causando infine il collasso della nube, in un effetto a catena che alla fine interesserà l'intera nebulosa.
Ci sono tre differenti tipi di onde d'urto nella Nebulosa di Orione. Molti meccanismi sono spiegati alla voceOggetto di Herbig-Haro.
Le dinamiche dei movimenti di gas in M42 sono dunque molto complesse;l'area intorno alle regioni ionizzate è attualmente in contrazione sotto l'effetto della sua stessa gravità.
Le nubi interstellari come la Nebulosa di Orione sono state scoperte in tutte legalassiecome laVia Lattea. Esse nascono come piccole macchie di idrogeno neutro freddo intramezzato da tracce di altri elementi; la nube può contenere centinaia di migliaia dimasse solaried estendersi per centinaia di anni luce. La leggera forza di gravità che potrebbe portare al collasso della nube è controbilanciata da una debole pressione del gas nella nube.
Sia a causa della collisione con i bracci di spirale, sia a causa delle onde d'urto causate dallesupernovae, gliatomipossono iniziare a precipitare inmolecolepiù pesanti, producendo così unanube molecolare. Ciò preannuncia la formazione di stelle all'interno della nube, il che avviene entro un periodo di 10-30 milioni di anni all'interno diaree instabili, dove i volumi destabilizzati collassano in un disco; questo si concentra nelle regioni centrali, dove si formerà la stella, che potrà essere circondata da un disco protoplanetario. Questo è lo stato attuale della Nebulosa di Orione, con in più stelle nuove che si formano in un processo a catena come descritto sopra. Le stelle più giovani che ora sono visibili nella nebulosa si ritiene abbiano un'età inferiore ai 300 000 anni, mentre la loro luminosità potrebbe essere iniziata da appena 10 000 anni.
Molti di questi collassi possono dare origine a stelle particolarmente massive, in grado di emettere grandi quantità diradiazione ultravioletta. Un esempio di questo fenomeno è dato dall'Ammasso del Trapezio: la radiazione ultravioletta delle stelle massicce al centro della nebulosa allontana il gas e le polveri circostanti in un processo chiamatoprotoevaporazione. Questo processo è anche responsabile dell'esistenza all'interno della nebulosa di aree "cave", che consentono alle stelle interne di essere vista dalla Terra.Le stelle più grandi del gruppo avranno una vita molto breve, evolvendo rapidamente ed esplodendo come supernovae.
In circa 100 000 anni la gran parte del gas e delle polveri saranno espulse. Ciò che rimarrà andrà a formare un giovaneammasso aperto, composto da stelle giovani e brillanti. LePleiadisono un famoso esempio di questo tipo di ammasso.