Le regioni HII, le più belle nebulose dell’universo

Quante volte avete visto nelle fotografie quelle splendide nebulose dalle sfumature rossastre e dalle forme ipnotiche?

Esse sono nebulose a emissione conosciute anche con il nome di regioni HII. Nell’ambito dell’astronomia c’è la consuetudine di indicare con i numeri romani il grado di ionizzazione di un elemento, aggiungendo una unità. Quindi, HI indica l’idrogeno neutro, mentre HII identifica l’idrogeno ionizzato una volta. Alcune famose regioni HII sono la Nebulosa di Orione, la Nebulosa Laguna e la Nebulosa Trifida nel Sagittario, la Nebulosa dell’Aquila, la Nebulosa Rosetta nell’Unicorno, la Nebulosa Nord America nel Cigno.

Le regioni HII si formano a partire da enormi nubi di gas molecolare freddo, avente una temperatura nell’ordine dei 20 K, che normalmente vivono una pigra e placida esistenza. Ad un cero punto, però, qualcosa cambia. Una esplosione di una supernova vicina può innescare l’addensamento di questa nube primordiale, che nel giro di alcuni milioni di anni porta alla nascita di nuove stelle.

Le giovani stelle di classe O e B, se presenti, emettono moltissima energia ultravioletta, la quale è sufficiente a ionizzare l’idrogeno della nube. Accade tutto in questo modo: prima, i fotoni energetici colpiscono gli atomi di idrogeno, ionizzandoli con la loro energia; in seguito, protoni ed elettroni si ricombinano, ma per farlo devono cedere l’energia che hanno ricevuto dal fotone, e nel farlo emettono nuovi fotoni ad una ben specifiche lunghezze d’onda. La ricombinazione può essere diretta, quindi l’elettrone arriva subito al livello fondamentale, oppure può seguire più passi intermedi. In particolare, nelle regioni HII si osservano diverse lunghezze d’onda, la cui più famosa è senz’altro la linea H alfa, corrispondente al salto dal livello 3 al livello 2, pari a 656 nanometri. Questa lunghezza d’onda corrisponde al vicino infrarosso. Ed ecco spiegato perchè queste nebulose sono dominate da sfumature di rosso.

La linea H alfa è un esempio di linea permessa, ma esistono anche altre linee, dette proibite, come quella dell’OIII, ovvero l’ossigeno ionizzato due volte. Le linee proibite si formano quando un elettrone si trova in un livello instabile e torna in un livello inferiore stabile. La meccanica quantistica impedisce agli elettroni di raggiungere stati instabili assorbendo radiazione, ma urti con particelle come elettroni rendono possibili queste transizioni. Questi livelli sono molto instabili, e un successivo urto con un’altra particella fa subito discendere l’elettrone in un livello stabile inferiore. Queste transizioni quindi non sono impossibili, ma improbabili, e pertanto hanno una probabilità non nulla di accadere. A densità convenzionali che si possono riscontrare in laboratorio, gli elettroni ritornano per collisione a un livello inferiore prima che abbiano il tempo di farlo da soli emettendo radiazione, mentre nelle nebulose, essendo molto rarefatte, le collisioni avvengono troppo in ritardo e gli elettroni hanno il tempo di discendere da soli a livelli inferiori stabili, emettendo linee spettrali proibite.

Le regioni HII hanno forme e dimensioni diversissime, e hanno una vita stimata pari a pochi milioni di anni. Questo perchè le stelle responsabili della ionizzazione dell’idrogeno hanno una vita molto breve. Inoltre, l’energia emessa da tali stelle durante la loro breve vita e sopratutto quella che emettono come supernovae alla fine, spazza via il gas disperdendolo. Le regioni HII sono abbondanti nei bracci delle galassie a spirale e nelle galassie irregolari, mentre sono estremamente rare all’interno delle galassie ellittiche. Queste regioni possono raggiungere una temperatura pari a 10.000 K.