L'ABITAZIONE ROMANA

Quando in qualche punto di una nube molecolare – se ne conoscono in Orione, in Ofiuco, in Scudo, Toro,Auriga – si verifica un addensamento di materia superiore di milioni di volte rispetto al mezzo circostante, si innesca un'instabilità gravitazionale sulla quale la materia della nube tende ad accumularsi e a condensarsi, a dispetto delle forze disgregatrici dell'agitazione termica. L'instabilità nasce qualora nella nube – a causa della compressione esercitata dai gas caldi di una regione HII limitrofa (idrogeno ionizzato), oppure dal fronte d'urto propagato da un evento di supernova – si verifichi l'isolamento di una sua parte che contenga una massa superiore a Mj = q–2x (P/G) 3/2 detta massa di Jeans (P=pressione gassosa, q=densità, G=costante gravitazionale). Un centro tipico siffatto è ampio alcuni mesi luce e possiede temperature interne di solo qualche decina di K; si tratta perciò di strutture fredde e opache, con Mj pari ad alcune decine di Mo (masse solari), la cui presenza è tradita generalmente dall'emissione in radiofrequenza dei composti molecolari che ne fanno parte (per esempio, il CO), oppure dalla silhouette, più o meno regolare (globuli di Bok) che si staglia oscura sul fondo retrostante. La cessione, per urto, dell'energia cinetica E posseduta dalle particelle affluenti riscalda il centro d'aggregazione; ma i livelli termici vengono alimentati anche dal processo di contrazione, in virtù del teorema del viriale E + W/2 = 0, il quale afferma che il decremento dell'energia gravitazionale W, per conversione in energia potenziale, si traduce per metà in energia cinetica E delle particelle (quindi in un incremento di temperatura), mentre l'altra metà va a compensare la dissipazione per irraggiamento. La potenza media con la quale – in fase protostellare – l'energia viene liberata sotto forma di radiazione è quindi W/2t, dove t indica la durata della fase stessa. Il calcolo dimostra che i tempi di accumulazione dipendono dalle masse finali, decrescendo rapidamente con esse, tanto che, se non sono sufficienti 100 milioni di anni a formare una protostella di 0,5 Mo, ne bastano 30 per una di 1 Mo, e appena 25 mila per una di 15 Mo. Come si vede, la fase di accumulazione e di contrazione è un processo molto veloce (si parla infatti di fase di contrazione rapida, o di Hayashi) che – a norma del teorema del viriale – porta a elevate potenze d'irraggiamento (il proto Sole dovette irradiare con luminosità decine di volte maggiore dell'attuale). Va tenuto presente che, nel corso di contrazione, il globulo acquista un moto ordinato di rotazione grazie alla regolarizzazione graduale delle turbolenze interne e all'eventuale trascinamento magnetico. Le forze centrifughe, in questa fase, possono creare instabilità foriere di suddivisioni, sovente facenti capo a future coppie, o sistemi multipli di stelle; in ogni caso, se le densità raggiunte sono elevate, la massa di ciascun frammento può mantenersi >Mj e i processi di contrazione e di accumulo sono in grado di proseguire. Una fase evolutiva del genere è ben documentata dall'individuazione (ottenuta a Mauna Kea, Hawaii) di Lynds 1527, un globulo che, a 500 anni luce nel Toro, appare in rotazione contenendo due nuclei protostellari in via di condensarsi. Poiché la pressione gravitazionale Pg sulla massa gassosa in contrazione, a parità di densità d e di accelerazione di gravità g, dipende dal raggio della massa raccolta, mentre la pressione di bilanciamento interno P dei gas dipende dalla temperatura T – che è una grandezza in accrescimento – si vede facilmente che la differenza Pg–P è destinata ad annullarsi nel tempo e a porre fine alla fase di Hayashi. Nel caso che le temperature raggiunte siano T~107 K, l'energia E delle particelle diviene sufficiente a infondere ai nuclei di idrogeno p (protoni) le velocità necessarie al superamento delle reciproche barriere elettrostatiche e all'innesco delle prime reazioni di fusione termonucleare (la catena p-p) le quali, conducendo alla formazione di He, liberano 26 MeV d'energia per ogni nucleo di He prodotto. Questa energia, sotto forma di pressione radiativa, oltre a conferire vivo splendore alla massa contribuisce a stabilizzarne l'equilibrio gravitazionale andandosi ad aggiungere alla pressione gassosa; essa svolge anche un'intensa azione repulsiva nei confronti del materiale diffuso circostante suscitando negli strati superiori del neoastro imponenti “venti” corpuscolari (fase T Tauri) che, proiettati all'esterno, finiscono con il ripulire lo spazio adiacente e con l'arrestare ogni ulteriore afflusso di materia. La protostella conclude così la propria fase preliminare; collocandosi sulla sequenza principale del diagramma evolutivo delle stelle in una posizione distintiva determinata esclusivamente dalla massa che è riuscita a raccogliere, essa fa il suo ingresso nella piena vita stellare. La protostella ha ormai attivato un proprio meccanismo di autosostentamento contro le forze di gravità capace di assicurarle stabilità nel corso delle prossime centinaia di milioni, o di miliardi d'anni. WWW.ROMANOIMPERO.IT