Flussi freddi, venti energetici e jets in oggetti stellari giovani. 
                                                        Prima parte 
                             Nel prossimo numero di Astroemagazine sara' pubblicata la seconda parte di questo interessante articolo. 

                                                      di Tony Scamato 
 Premessa
 Lo studio dei fenomeni astrofisici ha riservato continuamente delle sorprese, soprattutto da quando la radioastronomia e i telescopi spaziali, hanno potuto sondare i misteri più lontani del nostro universo.
 Lo studio del cosmo ha seguito una strada molto tortuosa tralasciando, fino a qualche anno fa, di osservare e capire alcuni fenomeni, che interessano principalmente la nostra galassia.
 Infatti, gli astrofisici si sono interessati ai fenomeni extragalattici, cercando di capire l'evoluzione dell'universo fin dai primi istanti della sua vita, convinti che la struttura della nostra galassia fosse stata
 compresa dettagliatamente. L'astrofisica stellare ha prodotto così diversi modelli di evoluzione stellare che, in linea generale, producono risultati teorici in accordo con le osservazioni. Accettando, quindi,
 questi modelli, l'astrofisica extragalattica ha estrapolato i concetti studiando i fenomeni cosmologici in base ai risultati ottenuti su scala galattica. 

                             Considerando, però, che ciò che noi osserviamo è luce, la quale trasporta le informazioni relative all'oggetto da cui essa proviene, e siccome le galassie sono
                             formate da stelle, che sono i principali oggetti che emettono e stimolano la materia ad emettere luce, quello che bisogna capire bene è come nascono le stelle
                             all'interno di una galassia, definendone la struttura sia fisica che chimica.
                             Negli ultimi 20 anni, l'astrofisica stellare ha prodotto notevoli sforzi per poter spiegare alcuni fenomeni che si sono presentati agli osservatori delle regioni di
                             formazione stellare.  Infatti, in queste regioni è stato scoperto un nuovo fenomeno, che fino al 1980 era stato osservato solo su scala extragalattica e
                             sembra interessare diversi tipi di oggetti stellari.
                             Si tratta dei getti stellari, cioè emissione di materia a velocità elevata di forma geometrica bipolare molto collimata da assomigliare ai getti delle galassie
                             attive. Da quando furono fatte le prime scoperte, sono stati proposti diversi modelli, e molti autori hanno fatto una lunga serie di osservazioni per cercare di
                             capire il fenomeno.
                             I passi più importanti sono stati fatti a seguito delle osservazioni dell' HST, ma l'origine dei getti molecolari non è ancora ben chiara anche se i modelli proposti
                             sono in buon accordo con le osservazioni. Purtroppo, un modello che spieghi tutto ciò che si osserva non è stato ancora proposto ed in particolare non si riesce
                             a spiegare il processo fisico che riesce a collimare i flussi di materia su grande scala. 

 Perdita di massa delle stelle di pre-sequenza principale
 Le osservazioni fatte nel 1983 da MUNDT & FRIEND di oggetti galattici stellari nella fase di pre-sequenza principale, hanno mostrato che queste stelle
 perdono massa sotto forma di getti bipolari. Un modello grafico che descrive molto bene la formazione di una stella è stato. Il modello proposto da Snell e
 altri, lo si può osservare nella figura. E' quindi molto importante conoscere le condizioni fisiche e chimiche durante la prima fase dell'evoluzione stellare per
 poter intuire qual' è il meccanismo che determina la formazione dei getti stellari. 
 Infatti, queste stelle di pre-sequenza, cioè nella loro prima fase della vita, sono instabili e cercano di raggiungere l'equilibrio termodinamico, cioè la sequenza
 principale dove vivono <<tranquillamente>> per un tempo che dipende dalla loro massa.  Infatti, la luminosità di una stella è proporzionale ad una potenza
 della massa secondo la relazione L~M^1,73.
 Perciò, più grande è la massa della stella, maggiore è la luminosità, cioè l'energia emessa per unità di tempo nella banda visibile dello spettro
 elettromagnetico (3600<l<8000 Å). Questo significa che, nello stesso tempo, una stella massiccia dissipa più energia rispetto ad una stella con una massa
 più piccola. Per la relazione di Einstein che lega la massa all'energia,  ciò significa perdere massa, cioè vivere di meno sulla sequenza
 principale.

                          L'instabilità è dovuta al fatto che le varie parti della stella core (nucleo centrale), inviluppo (strato di materia
                          costituita in prevalenza da idrogeno che avvolge il core) e l'atmosfera stellare (parte più esterna) sono soggette a
                          processi fisici e chimici che sottopongono la stella a continue implosioni ed espansioni.

                          Infatti, come già accennato, le stelle nascono perché le nubi interstellari, costituite per il 95% da H, elio e da
                          polvere (piccole particelle solide con raggi di circa 10^-4 cm dette anche grani), sono <<costrette>> a collassare
                          sotto la forza della loro gravità, in seguito ad una instabilità che si crea all'interno della nube. JEANS h

                          a calcolato che una distribuzione di gas di densità r in cui si propagano delle onde di perturbazione (cioè variazioni spaziali e temporali di densità) con una certa
                          lunghezza d'onda l, tenderà ad <<amplificare>> le onde se la sua massa è maggiore di una massa critica Mj detta massa di JEANS, cioè se la lunghezza d'onda l
                          delle onde è maggiore di lj che è la lunghezza d'onda di JEANS. 

                          Calcolo della massa e della lunghezza d'onda di JEANS
                          Per il calcolo della massa di JEANS di una nube di gas, si parte dal presupposto che se non sono presenti effetti gravitazionali  dovuti alla presenza di masse
                          esterne e/o interne alla distribuzione di gas, il problema si riduce ad analizzare la velocità del suono nel sistema. 

 Si può dimostrare che, se si considera la variazione del potenziale gravitazionale dovuta alla fluttuazione di densità dr, la velocità di propagazione dell'onda di densità dipende dal numero d'onda K ed è
 immaginaria per ogni numero d'onda K<Kj.L'instabilità gravitazionale che ne consegue è stata  scoperta da JEANS, ed essenzialmente, può essere riassunta nel suo principio: se la lunghezza d'onda l della
 perturbazione è maggiore della lunghezza di JEANS lj dove allora la distribuzione di gas collassa. 

 Essenzialmente, questo criterio dice che, perturbazioni di densità con lunghezza d'onda maggiore della lunghezza d'onda di JEANS vengono amplificate fino a produrre una instabilità di tipo gravitazionale.
 L'instabilità si crea perché quando è presente un'onda di pressione è richiesta una spesa di energia proporzionale alla velocità del suono. 
 Allo stesso tempo ciò è in relazione con l'energia potenziale.  Quando il criterio di JEANS è soddisfatto il sistema può spontaneamente andare verso uno stato di bassa energia potenziale, ma ciò, per il
 teorema del viriale comporta un aumento di energia cinetica e quindi di temperatura che causa una produzione di energia termica la quale viene emessa.

 Questo processo porta il sistema a collassare essendo il tempo di raffreddamento (dovuto all'emissione di energia termica) minore del tempo di caduta libera del sistema.
 Il collasso procede fino a quando non interviene una fonte di energia la quale si oppone al collasso stesso della materia che cade verso il centro. A causa della caduta di materia la pressione al centro del core
 aumenta rapidamente e di conseguenza aumenta la temperatura.  Quando questa raggiunge un valore dell'ordine di 20x10^6 °K, produce l'innesco delle reazioni nucleari.

 A loro volta queste producono una radiazione che nella sua propagazione è accompagnata da una pressione, detta appunto pressione di radiazione, che è proporzionale alla densità del flusso.La radiazione
 tenderà a scaldare la stella che emetterà approssimativamente come un corpo nero secondo la nota legge di PLANCK. A seconda dello stato della materia della stella, l'energia proveniente dal core sarà
 dissipata o immagazzinata all'interno della stella.

 Perciò l'evoluzione termica e dinamica della protostella sarà caratterizzata da quattro processi; contrazione, espansione, riscaldamento e raffreddamento. Questi processi hanno tempi caratteristici il cui
 confronto ci dirà se la stella è in espansione o in contrazione. Il tempo di caduta libera dipende dall'inverso della radice quadrata della densità, mentre quello di espansione dipende dall'inverso della radice
 quadrata della temperatura.

 I tempi di riscaldamento e raffreddamento dipendono rispettivamente dalla differenza tra L (tasso di perdita di energia) e G (guadagno di energia). Da queste considerazioni si intuisce che la stella per
 sopravvivere deve combattere contro la gravità quando questa prevale sull'agitazione termica, mentre deve dissipare energia quando la temperatura diventa tale da produrre l'espansione della stella. 

 Bilanciare la gravità e dissipare energia non sono i soli problemi che una stella deve risolvere per raggiungere l'equilibrio termodinamico. Infatti, in generale, le nubi interstellari possono ruotare.  In presenza di
 una rotazione uniforme vale ancora il criterio di JEANS, e, in più, se le nubi interagiscono in modo significativo con masse interne o esterne sia gravitazionalmente che radiativamente, il momento angolare
 deve essere conservato. Ciò implica che se si conserva anche la massa, la velocità di rotazione aumenta, poiché il raggio della nube diminuisce.
 La conseguenza di ciò è che, se la protostella ruota molto velocemente, l'accelerazione centrifuga può bilanciare o addirittura superare l'accelerazione gravitazionale sulla superficie stellare, per cui la
 temperatura al centro del core non raggiunge il valore critico poiché il collasso può essere fermato prima.

 Il problema sta quindi nel dissipare anche momento angolare.  Un modo per fare ciò è perdere massa. Fino al 1981 i modelli di evoluzione stellare proposti (IBEN 1970) prevedevano che le stelle perdessero
 massa a causa del vento stellare emesso con simmetria sferica per l'interazione del flusso di radiazione con l'atmosfera stellare.  Il vento stellare è costituito da protoni (le particelle più massicce) e da
 elettroni.  Il tasso di massa persa dM per anno, secondo questi modelli (CASTOR, WEAVER & McGRay 1975), sta in un intervallo tra 

                      (Mo=masse solari). 

                     La velocità del vento risulta intorno a 2000 Km/sec belle vicinanze della stella (10 ^13 cm).  La luminosità del vento meccanica Ev=4x10^-1(Mo/anno x Km^2/sec^2), con
                     un momento uguale a 2x10^-4 (Mo/anno x Km/sec).

 Ora, l'interazione tra il vento stellare e il mezzo interstellare produce emissione di radiazione infrarossa.  Questa è dovuta a processi d'urto tra i protoni e le molecole che costituiscono le nubi. 
 L'analisi dello spettro di questa radiazione permette di conoscere alcuni parametri importanti del vento stellare, come la massa e la velocità. Inoltre, le nubi vengono trasformate fisicamente dal vento
 stellare, perciò, esso gioca un ruolo molto importante per l'evoluzione delle nubi e , quindi, per la formazione stellare.

 Interazioni tra il vento stellare e il mezzo interstellare
 Le misure effettuate alla lunghezza d'onda radio si 21.13 cm per la radiazione emessa dall'atomo di idrogeno, hanno fornito sicure informazioni sul valore della densità di idrogeno neutro n(HI), nei dintorni del
 Sole, che è circa 1 atomo per centimetro cubo.

 L'effettivo spessore di questo gas è definito come il rapporto tra la colonna di densità N(HI) di H neutro in un centimetro quadrato di sezione e n(HI), (SPITZER 1978).

 La maggior parte del mezzo interstellare, circa il 95%, è risultato essere costituito da idrogeno neutro ed elio. La temperatura cinetica degli atomi delle nubi interstellari è mediamente di 90 °K.  Per le nubi più
 dense, cioè opache , e quindi in grado di assorbire più del 50% dei fotoni emessi dalla sorgente immersa in esse, generalmente una stella giovane, la misura della emissione dovuta alle molecole di CO, a 0.26
 cm, mostra che il gas si trova ad una temperatura di ~30 °K, per le nubi che circondano e regioni HII e circa 10 °K per le nubi scure.

 Nella tabella che segue sono riportati i parametri del gas interstellare.

                               Come si può notare l'intervallo delle temperature varia di molto, tra 60 e 8000 °K, dipendentemente dal fatto che mentre le nubi diffuse si trovano molto
                               lontano dagli oggetti stellari (oltre 1 parsec), le regioni di HI e HII sono interne alle nubi cioè sono regioni circumstellari che si trovano entro 10^16 cm dalla
                               stella immersa nella nube.

                               Come abbiamo già detto, questi oggetti sono di recente formazione.  La loro temperatura superficiale è molto alta (> 10000 °K).  In queste condizioni si
                               ha emissione di fotoni ultravioletti ad una lunghezza d'onda di 912 Å. 
                               A questa lunghezza d'onda corrisponde un'energia per i fotoni che è superiore a 13.6 eV (elettronvolt) che è l'energia di prima ionizzazione dell'atomo di
                               idrogeno.

                               L'emissioni da queste regioni è stata osservata a diverse lunghezze d'onda che includono le righe di BALMER, il continuo di BALMER, l'emissione nel
                               continuo, l'infrarosso, le radio frequenze comprese quelle dovute alla ricombinazione dell'atomo di idrogeno. Le regioni HII sono molto frequenti intorno alle
                               stelle di tipo OI (O primo), essendo molto luminose nell'ultravioletto. Poiché le stelle di tipo OI sono di recente formazione, la regione che le avvolge contiene
                               sia idrogeno neutro e ionizzato che polvere e molecole tipo CO, NH3, che costituivano la nube che ha dato origine alla stella.

                               Come abbiamo già detto, la polvere è formata da grani che hanno dimensioni di circa 10^-4 cm.  Questi grani assorbono e diffondono la radiazione a tutte
                               le lunghezze d'onda.  Ne consegue che il <<colore>> delle stelle viene alterato.  E' lo stesso fenomeno per cui il Sole quando si trova all'orizzonte esso
                               diventa rosso.

                                  Le radiazioni emesse attraverso i processi qui analizzati producono importanti informazioni sul tipo di stella che riscalda e ionizza le nubi interstellari.
                                  Per quanto riguarda l'interazione tra il vento stellare e il materiale circostante alla stella, la sua <<presenza>> può essere rilevata in diversi modi.

                                  Già nel 1985 LADA ha effettuato delle osservazioni che hanno mostrato che le stelle giovani sono circondate da un disco di accrescimento che sta
                                  vicino alla stella entro i 10^13 cm.  Recentemente il telescopio spaziale Hubble ha potuto fotografare questi dischi di accrescimento. L'origine di
                                  questo disco può essere spiegata come segue. La nube che ha dato origine alla protostella può essere pensata come uno sferoide in rotazione. 

                                  Se lo sferoide collassa ed è in rotazione uniforme, esso si appiattisce poiché la velocità di rotazione aumenta, per la conservazione del momento
                                  angolare.
                                  Quando la protostella è calda e possiede un'alta luminosità, intorno ad essa si è formato un disco << piatto>> che le ruota attorno con velocità
                                  differenziale cioè che aumenta andando verso il centro.Questo disco continuando a collassare (a simmetria cilindrica) fa cadere massa sulla stella,
                                  per questo è detto disco di accrescimento. 
                                  L'osservazione di questi dischi circumstellari e la considerazione che le nubi interstellari hanno un campo magnetico, ha suggerito l'idea di sviluppare
                                  modelli più complicati per spiegare l'interazione tra il vento e il mezzo interstellare. 

                                  Osservazioni, interpretazioni e modelli di interazione tra il vento e il mezzo
                                  interstellare
                                  L' interazione tra il vento stellare e il mezzo interstellare è un processo d'urto che trasferisce
                                  energia meccanica alle molecole che compongono le nubi. La radiazione  che viene emessa è
 infrarossa come hanno messo in evidenza le osservazioni fatte già nel 1982 da SNELL & KAIFU. 
 Queste osservazioni hanno evidenziato la struttura della materia circumstellare e interstellare, la interazione tra il vento e il mezzo e la presenza di getti
 molecolari. È stato scoperto che la emissione delle molecole di CO è quella più intensa e quindi quella meglio osservabile.  I getti molecolari scoperti, hanno la
 caratteristica (ma non tutti di essere bipolari. Questa proprietà è stata dedotta dallo spostamento doppler (BLUESHIFT o REDSHIFT) osservato nello
 spettro di emissione dei lobi di CO che si propagano in direzioni opposte e perpendicolari rispetto al piano equatoriale della stella.
 .Il blueshift corrisponde al lobo che si avvicina all'osservatore e il redshift al lobo che si allontana.  Per spiegare questo tipo di geometria si può fare
 riferimento a diversi tipi di modelli, ma purtroppo sono tutti incompleti, cioè non in accordo con le osservazioni. 

 Uno dei modelli più interessanti che descrive la nascita di una stella e la formazione dei getti di materia è quello proposto da Norman, Colin e Pudritz.
 Questi autori hanno suggerito che un disco molecolare ruotante e in più magnetizzato ha l'energia rotazionale in relazione con la forma di un flusso bipolare.
 Questo modello risolve simultaneamente il problema della collimazione dei getti e quello della dissipazione del momento angolare.  Non spiegano invece il
 fatto che gas ad alta velocità sia stato trovato in una cavità che sembra essere stata pulita dal vento stellare.
 Inoltre, l'osservazione di L 1551 ha messo in evidenza che processi di collimazione su scala diversa sono presenti anche nello stesso oggetto oltre che in
 oggetti diversi. 
                         E' chiaramente presente emissione blu e redshiftata proveniente da lobi di CO (12) altamente collimati.  Il flusso
                         blushiftato è coincidente  con gli oggetti Herbig-Haro HH 28 e HH 29, il cui moto proprio è indicato dai vettori.
                         La nebulosità indicata con HH 102 è per la maggior parte una nebulosa di riflessione.  Un disco di gas denso
                         appare perpendicolare al flusso bipolare di CO e avvolge la sorgente infrarossa.  E' presente anche emissione ottica da un getto altamente collimato emergente dal
                         disco CS e che si propaga nel lobo blushiftato. Secondo alcuni autori le stelle, per eliminare gli eccessi del momento angolare, producono un vento equatoriale durante il
                         collasso.  Il vento formerebbe un disco in espansione che assomiglia ad un flusso bipolare. 

                         Questo modello, però, non spiega l'osservazione di ORIONE B, un oggetto che si trova nella nebulosa di ORIONE, i cui getti sono stati risolti anche otticamente, in
                         cui i lobi di CO sono diretti parallelamente all'asse del flusso del vento, mentre nel modello di HARTMAN e MacGREGOR, risulta che i lobi si propagano
                         perpendicolarmente.

                         Sono invece a favore di questa interpretazione le osservazioni di R MONOCEROTIS in cui si osserva una
                         struttura circumstellare che può essere spiegata con un modello di vento equatoriale in espansione (JONES
                         HERBIG 1982).  Il modello proposto da SNELL nel 1982 per spiegare l'osservazione di L 1551, è basata sulla
                         presenza di un disco intorno alla protostella, che riuscirebbe a collimare il vento stellare. Strutture di questo tipo
                         sono state osservate attorno ad ORIONE KL IRc2 (LESTER 1985).

                         Nel 1981 CANTO' aveva trovato che il flusso associato con R MONOCEROTIS ha il suo asse
                         approssimativamente perpendicolare ad una nube molecolare di forma toroidale (ciambella) di dimensioni
                         circumstellari. (~ 10^13 cm). Come abbiamo già accennato i modelli più interessanti e completi sono quelli di
                         UCCIDA, SHIBATA (1985), PUDRITZ (1986), COLIN, PUDRITZ & NORMAN (1986).
 Questi autori hanno suggerito che un disco molecolare ruotante e in più magnetizzato ha l'energia rotazionale in relazione con la forma di un flusso bipolare


http://www.lerc.nasa.gov/WWW/PAO/warp.htm.



Nuovi metodi di propulsione

                                                                                                                                         


L'effetto fionda è l'unico sistema di propulsione attualmente utilizzato, in ausilio ai tradizionali razzi chimici, nelle missioni interplanetarie. Sin dagli anni '60 sono stati proposti sistemi
alternativi, come le vele spaziali, i motori a ioni, la propulsione nucleare, i razzi ad antimateria, i ramjet e i cannoni elettromagnetici. Ma con l'eccezione della propulsione ionica,
sperimentata nel 1998 dalla sonda americana Deep Space 1, gli altri sistemi sono tutti ancora più o meno lontani da una realizzazione pratica. 
  
Alcune idee assolutamente esotiche per il volo spaziale emergono da alcune branche della moderna fisica teorica. 

Un famoso esempio è rappresentato dai "cunicoli spazio-temporali" (wormholes, in inglese): una sorta di tunnel spaziali
che possono collegare come una scorciatoia due punti del nostro Universo anche molto distanti fra loro. 

Questa e altre idee stravaganti, come il motore a curvatura di Alcubierre, i viaggi più veloci della luce e il teletrasporto,
sono illustrate in un sito della NASA che si chiama " Warp Drive, When?".   
                                                                                                                                         

  

I motori a ioni, nei quali un reattore nucleare o delle celle solari alimentano un getto di ioni che fornisce la spinta al veicolo, non riescono però a fornire la spinta necessaria per il volo
interstellare. Nell'ambito della propulsione nucleare, un'idea è allora quella di ottenere la spinta dall'esplosione di una serie di bombe nucleari fatte detonare dietro all'astronave. Un'altra
idea completamente diversa è quella di utilizzare delle "vele laser", cioè delle estese strutture in materiale leggero sospinte, come le vele di una nave, dalla pressione di potentissimi fasci
laser alimentati direttamente dal Sole. 

Tra gli altri sistemi di propulsione proposti ricordiamo inoltre il ramjet, un'idea che risale addirittura al 1960. Si tratta di un motore in grado di utilizzare come propellente l'idrogeno
interstellare, raccolto dall'astronave direttamente nello spazio attraverso un gigantesco imbuto elettromagnetico. Un'idea più recente, che ha ricevuto un notevole impulso dal progetto di
"Star Wars" reaganiano, è invece quella di lanciare le sonde di prossima generazione, estremamente miniaturizzate e ultraleggere, attraverso dei cannoni elettromagnetici costruiti sulla
Terra o perfino nello spazio. 
  
                                    
                                       Un altro sistema di propulsione interessante è quello ad antimateria, che utilizza il processo di annichilazione tra la materia ordinaria
                                       e l?antimateria come sorgente di energia in un razzo, oppure, ad esempio, come catalizzatore per delle reazioni nucleari (come nel
                                       motore ICAN-II, allo studio della Pennsylvania University).   

                                       Per avere un'idea dei vantaggi offerti da un sistema di propulsione come l'ICAN-II, si pensi che pochi miliardesimi di grammo di
                                       antimateria sarebbero sufficienti a un'astronave del peso di 400 tonnellate per fare un viaggio di andata e ritorno verso Marte della
                                       durata di 120 giorni (incluso un mese di permanenza sul pianeta).   


Fino a non molti decenni fa si pensava che lo sviluppo e l'evoluzione di questi nuovi sistemi propulsivi sarebbe stato facile e rapido. Purtroppo non è stato così, per problemi soprattutto
tecnologici e ingegneristici, ma spesso anche di natura economica. A chi è scettico riguardo alla possibilità di futuri voli interstellari vale però la pena di ricordare che, ancora nell'ottobre
1903, alcuni eminenti scienziati prevedevano che l'unico modo di volare che l?uomo avrebbe mai posseduto sarebbe stato il pallone aerostatico: ebbene, due mesi più tardi, i fratelli
Wright effettuavano il loro primo volo su un aeroplano!