by Diego Barucco

Che cos'è una nebulosa planetaria?
Possiamo definire una nebulosa planetaria semplicemente come un cadavere stellare: il risultato effimero dell'intero ciclo di una stella che ha una massa compresa in un determinato intervallo. Tale intervallo si definisce fra le 0,8 e le 8 masse solari e rappresenta circa il 90% delle stelle di una galassia come la nostra. E' enorme, quindi il numero di stelle che darà origine ad una planetaria; stelle che spogliandosi degli strati più esterni, si ridurrano ad nucleo piccolo e compatto contraendosi via via in una nana bianca.
Fin dalle prime osservazioni storiche queste nebulose hanno sempre generato una grande curiosità e poichè l'apparenza al telescopio le faceva rassomigliare a dei pianeti, furono chiamate "nebulose planetarie". Affinchè fosse chiara la loro natura nebulare si dovette attendere l'avvento della spettrografia dei primi del novecento.
Ma come mai una stella, ad un certo punto della sua vita, decide di spogliarsi degli strati esterni e con quale meccanismo? Questo fenomeno è una diretta conseguenza della fine dei processi nucleari all'interno della struttura stellare, infatti, quando il ciclo di fusione degli elementi giunge alla produzione del carbonio e dell'ossigeno, le condizioni di pressione e di temperatura non permettono all'astro di continuare la combustione nucleare direttamente nel nucleo (che diventa interte), ma tali processi si manifestano in due strati attorno ad esso dove ancora persistono condizioni favorevoli. Poichè l'interno della stella, in questa, fase è molto caldo gli strati esterni si espandono e si raffreddano generando una gigante rossa che può essere molto instabile.



Il vento stellare, a causa delle condizioni di bassa gravità superficiale comincia a spazzare gli strati esterni con molta facilità, conseguentemente iniza anche un'intensa fase di perdita di massa. Più il vento spazza gli strati esterni più vengono scoperti gli strati interni molto caldi, provocando un progressivo aumento della velocità del vento, mentre la quantità di perdita di massa diminuisce. Ha inizio quindi la fase di "supervento".



Nel frattempo la stella subisce una lenta contrazione con un aumento della gravità superficiale e con una riduzione della perdita di massa.
Il nucleo nella fase di contrazione incrementa la temperatura e quando questa raggiunge un valore sufficiente, i gas precedente espulsi, vengono ionizzati. Inizialmene predominano ioni a basso potenziale di ionizzazione, come l'idrogeno (la nebulosa appare rossastra), ma progressivamente compaiono anche l'ossigeno due volte ionizzato (OIII) ed infine l'elio ionizzato HeII.



Infine la stella centrale sarà diventata così piccola che il flusso di radiazione non riuscirà più a ionizzare completamente la nebulosa per cui la ricombinazione predominerà sulla fotoionizzazione soprattutto negli strati più esterni dove domineranno nuovamente righe degli elementi a basso potenziale di ionizzazione. La nebulosa attraversa quindi la sua ultima fase chiamata di ricombinazione.



I gas saranno destinati a dissolversi nello spazio interstellare e rimarra alla fine solo un nucleo contratto ad'altissima temeperatura chimato nana bianca che avrà una massa compresa fra le 1,4 e le 0,5 masse solari e dimensioni paragonabili a quelle della Terra.
Indicativamente una nebulosa planetaria resta ben visibile (cioè che la densità è maggiore di quella dello spazio interstellare) approsimativamente per 10000 anni, un tempo assolutamente misero in confronto ai miliardi di anni della vita di una stella, questo spiega infatti il perchè le nebulose planetare non siano così tanto numerose. Dalla Terra, infatti, ne sono visibili circa 1500 e dato il rapporto di durata con quello delle stelle, è facile comprendere come queste su scale di tempo universali, non rappresentano altro che un gruppo di astri che hanno terminato il proprio ciclo evolutivo quasi contemporanemente.

 

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