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Nubi molecolari e sorgenti infrarosse

La maggior parte delle stelle si forma in nubi molecolari dense e molto fredde. Tali nubi hanno densità che sono enormemente più alte della densità media dello spazio interstellare e temperature che possono raggiungere anche 10 K. Si formano a causa della mutua attrazione gravitazionale delle particelle che le costituiscono, hanno masse che variano nell'intervallo 10÷107 masse solari e sono costituite da un insieme di atomi e molecole di gas e di particelle di polvere interstellare; queste ultime hanno dimensioni tipiche di 0,1 mm e sono assai efficaci nell'attenuare la luce visibile, in particolare di stelle appena nate. L'estinzione non è però la stessa a tutte le lunghezze d'onda, essendo meno importante per le emissioni radio e infrarosse.
Le nubi molecolari più vicine sono quelle situate nelle costellazioni del Toro e di Orione, distanti, rispettivamente, 140 e 500 parsec. Le nubi nel Toro sono spesso prese come prototipi di regioni di formazione di stelle con piccole masse; la loro massa totale di gas varia nell'intervallo 103÷104 masse solari e la densità media delle molecole (H2) è 103 cm–3. La nube di Orione è un vicino esempio di nube molecolare gigante (GMC, giant molecular cloud). In essa la massa totale è 2 x 105
masse solari, la densità media è 103 cm–3, mentre la temperatura del gas è considerevolmente più alta (20÷80 K) di quella nel Toro (10 K), a causa del riscaldamento proveniente dalle stelle, che, in questa nube, sono più luminose.
Lo studio dell'evoluzione delle stelle giovani è stato sempre notevolmente condizionato dal luogo della loro formazione, l'interno delle nubi molecolari, che è sepolto da gas e polvere opachi alla luce visibile. I grossi progressi fatti in questo campo sono proceduti di pari passo con i miglioramenti compiuti nella sensibilità degli strumenti ricettori a lunghezze d'onda millimetriche, per le quali il problema dell'estinzione è minore. In particolare molte sorgenti infrarosse sono state scoperte nel 1983 dal satellite IRAS: si suppone che esse siano più giovani delle stelle del tipo T Tauri visibili nel campo ottico già conosciute e pertanto le migliori candidate a essere protostelle.
La dimensione di una sorgente infrarossa è largamente dipendente dalla lunghezza d'onda di osservazione: nel lontano infrarosso l'emissione proviene da un esteso inviluppo di polvere e la sorgente può essere assai larga, mentre, nel vicino infrarosso l'emissione deriva da una regione molto minore e le sorgenti sono generalmente troppo piccole per essere risolte. La luminosità totale è importante poiché essa è direttamente relazionata alla massa della stella che la produce: le sorgenti infrarosse più luminose sono le stelle giovani con la massa più grande. Sebbene la localizzazione, la dimensione e la luminosità forniscano informazioni essenziali, un importante strumento per studiare le proprietà delle sorgenti infrarosse è la distribuzione spettrale dell'energia, cioè la variazione dell'intensità della radiazione in funzione della lunghezza d'onda l. Essa può essere divisa in tre classi generali, con diverse caratteristiche. Le sorgenti di classe I hanno spettri che aumentano ripidamente al crescere di l e producono la maggior parte della loro emissione per l>20 mm; le sorgenti di classe II hanno uno spettro molto più piatto con contributi quasi uguali nel vicino e nel lontano infrarosso; infine le sorgenti di classe III possiedono uno spettro che diminuisce nettamente per l>2 mm e irradia maggiormente per l<5 mm.
Lo spettro di queste tre classi di sorgenti infrarosse può essere compreso in termini di uno scenario evolutivo. Le sorgenti di classe I sono protostelle, caratterizzate da una struttura di tipo nucleo/inviluppo, con materia proveniente dalla nube molecolare in caduta sul nucleo stesso, ma non in modo diretto, a causa della presenza del momento angolare della materia stessa, bensì attraverso un disco appiattito di materia che circonda la stella. In questa fase la radiazione proveniente dall'oggetto centrale è assorbita dalla polvere dell'inviluppo ed è emessa soprattutto nel lontano infrarosso. Durante questo processo l'oggetto può sviluppare un potente vento stellare in grado di distruggere l'inviluppo e di impedire l'accrescimento del disco di materia, in modo tale che la maggior parte della luce nel vicino infrarosso prodotta dalla stella e dal disco stesso può sfuggire e la sorgente presentare uno spettro di classe II. Con il passare del tempo il materiale del disco tende a essere incorporato in pianeti o disperso dal vento stellare e la maggior parte della radiazione, sebbene ancora un pò attenuata, proverrà allora dalla stella stessa e la sorgente presenterà uno spettro di classe III.


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