L’idrogeno e la luce rossa delle galassie a spirale4 min di lettura

Nelle foto delle galassie a spirale i nostri occhi sono sempre rapiti dalla struttura magnifica dei bracci pieni di stelle che si avvolgono su se stessi.

Il colore del centro della galassia tende al giallo-rossiccio: il motivo è la presenza di stelle un po’ vecchiotte e che bruciano su tempi scala di miliardi di anni.

Il colore dei bracci di spirale è invece tipicamente blu: il motivo è la presenza di stelle molto giovani e calde, la cui vita dura qualche centinaio di milioni di anni (quando va bene). Il motivo di questa distinzione è la presenza di gas nei bracci di spirale: questo gas può collassare e formare nuove stelle.

Quando una nube di gas collassa si formano stelle di tipo diverso. Le stelle blu, molto calde, durano poco e quindi le possiamo vedere solo in quelle regioni in cui la formazione stellare avviene a un tasso elevato, per una pura questione statistica. Al centro di una galassia a spirale non c’è praticamente formazione stellare e quindi becchiamo solo le stelle vecchie.

Ma c’è un altro dettaglio importante da notare nei bracci: avete fatto caso a quelle chiazze di luce rossa? Di che si tratta?

Partiamo da un esempio visivo, che funziona sempre: diamo un’occhiata a questa magnifica galassia catalogata come NGC 2403.

Quelle chiazze rosse sono causate dalla presenza di atomi di idrogeno insieme a stelle molto calde. Ma, come sempre, procediamo con ordine.

L’idrogeno è l’elemento più abbondante dell’universo: si tratta di un atomo con un protone nel nucleo e un elettrone intorno al nucleo.

Praticamente, ovunque guardiamo nell’universo troviamo atomi di idrogeno e, quando le temperature sono molto basse, troviamo due atomi di idrogeno legato tra loro, cioè una molecola di idrogeno. Mentre, dove magari fa (relativamente) più caldo troviamo solo il nucleo dell’atomo di idrogeno, cioè solo un protone, senza l’elettrone.

Per inciso, vi racconto una cosa sull’atomo di idrogeno neutro. Ecco, può capitare che elettrone e protone abbiano entrambi lo stesso spin. Non ci interessa dire qui con precisione che cosa sia lo spin, basti sapere che si tratta di una quantità caratteristica di ogni particella. Per rendere il nostro post più semplice, possiamo indicare lo spin di una particella con una freccia orientata in un certo verso. In questo caso in cui elettrone e protone hanno lo stesso spin, allora indicheremo useremo due frecce che puntano nello stesso verso.

Torniamo all’atomo di idrogeno neutro: può capitare che l’elettrone e il protone si ritrovino ad avere spin completamente opposti. Questo passaggio da una situazione “spin uguale” a una situazione “spin diverso” corrisponde all’emissione di una certa quantità di energia sotto forma di fotone cioè luce, con lunghezza d’onda pari a circa 21 centimetri (un’onda radio).

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La possibilità che avvenga questo cambio di spin nell’atomo di idrogeno è davvero, ma davvero molto piccola (si può calcolare precisamente con la meccanica quantistica). Ora, nonostante questa rarità, ci sono davvero, ma davvero tanti atomi di idrogeno che la radiazione a 21 centimetri alla fine riusciamo a misurarla. Tutto ciò ci fa capire quanto l’idrogeno nell’universo sia abbondante rispetto ad altri elementi. Inoltre, questa radiazione a 21 centimetri è importantissima in astrofisica: ma ne parleremo un’altra volta, promesso.

Infatti, come vi avevo anticipato, questo discorso sull’idrogeno neutro è stato solo un inciso, perché l’idrogeno neutro non è la causa delle chiazze rosse nelle galassie. Infatti, la luce rossa spunta dall’idrogeno ionizzato, cioè l’idrogeno che ha perso l’elettrone ed è rimasto con il solo protone del nucleo.

È difficile strappare via l’elettrone dall’atomo di idrogeno neutro? No, se l’idrogeno si trova a circa 10 mila gradi di temperatura. Come mai 10 mila gradi? Colpa della meccanica quantistica. Praticamente ogni elettrone, in ogni atomo, ha una sorta di energia personale che è necessaria per liberarlo dalle grinfie del nucleo atomico. Se, per esempio, un fotone con esattamente quel valore di energia (o anche con un’energia superiore) va a beccare l’atomo, ecco che l’elettrone si libera e vola via. Se l’energia è più bassa, l’elettrone potrebbe guadagnare energia pur restando legato all’atomo (in gergo questo si chiama elettrone eccitato).

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Un atomo di idrogeno (H) se colpito dalla giusta quantità di energia (un fotone ultravioletto, per esempio) perde il suo elettrone che diventa libero.

Ora consideriamo un attimo le stelle nel nostro racconto.

Il Sole, per esempio, ha una temperatura superficiale di circa 5500 gradi. Caldo eh, per carità, ma non caldissimo per gli standard di prima classe delle stelle. Infatti ci sono stelle che arrivano anche a 10 mila gradi e stelle ancora più calde. Per esempio stelle a 10 mila gradi emettono un sacco di fotoni con lunghezza d’onda nell’ultravioletto.
Si dà il caso che fotoni ultravioletti abbiamo proprio la giusta energia per ionizzare l’idrogeno, cioè per liberare l’elettrone dell’atomo di idrogeno. Quindi, dove ci sono stelle che hanno una temperatura superficiale di almeno 10 mila gradi, inevitabilmente là attorno troveremo dell’idrogeno ionizzato, cioè privo di elettrone.

Ora, magari una parte dell’idrogeno viene ionizzato, ma ci sarà anche dell’idrogeno già ionizzato per altre cause: per esempio, se due atomi collidono tra loro, magari uno dei due può perdere l’elettrone. Comunque il punto è che se una parte di idrogeno è ionizzata dalle stelle calde, allora magari l’elettrone liberato può finire catturato da qualche idrogeno già ionizzato che, a questo punto, torna neutro.

Che succede quando un idrogeno ionizzato riacquista un elettrone? L’idrogeno emette un fotone, come dice la meccanica quantistica.

Pensateci, ha senso. Per liberare un elettrone ci vuole una certa energia che viene fornita, per esempio, da un fotone che colpisce l’atomo. Per liberare un fotone invece ci vuole un elettrone catturato da un nucleo atomico.

Ma torniamo all’idrogeno ionizzato. Abbiamo detto che per strappare l’elettrone abbiamo bisogno di un fotone ultravioletto che colpisce l’atomo di idrogeno. Sembra naturale immaginare la situazione speculare: quando un elettrone viene catturato allora stavolta sarà l’atomo a emettere un fotone ultravioletto. Purtroppo però non è così.

Non è così perché quando il fotone ultravioletto colpisce l’atomo, l’elettrone si ritrova improvvisamente da fortemente legato al nucleo all’essere libero, lontano dal nucleo di idrogeno.

Al contrario, invece, la storia può essere un po’ diversa. Quando l’elettrone è catturato, non è detto che si leghi subito fortemente al nucleo con la stessa energia che aveva prima di essere strappato via. Piuttosto, l’elettrone pian piano acquista energia di legame con il nucleo di idrogeno.

Per questo motivo, l’atomo di idrogeno quando riacquista l’elettrone invece di emettere un singolo fotone ultravioletto, alla fine emette una serie di fotoni meno energetici, man mano che l’elettrone si lega più fortemente al nucleo. L’energia dei fotoni emessi dipende dall’energia che acquista l’elettrone nel suo legame con il nucleo dell’atomo.

Che tipo di fotoni sono emessi quando un elettrone torna legato al nucleo di idrogeno? Non entriamo nei dettagli, ma il punto è che vengono emessi fotoni a diverse lunghezze d’onda, a seconda dei passaggi necessari all’elettrone per tornare in equilibrio nell’atomo. Tuttavia, per quanto ci riguarda, dobbiamo sapere che la maggior parte dei fotoni avranno lunghezza d’onda corrispondente al colore rosso.

E quindi ecco il bellissimo Rosso Idrogeno.

Un esempio iper-mega famoso di queste regioni di idrogeno ionizzato è la celeberrima Nebulosa di Orione, visibile molto bene già con un binocolo di inverno alle nostre latitudini. Metto una foto perché è davvero molto bella:

La nebulosa di Orione

Ecco, voglio dire, la foto è bella già di suo. Incute quasi rispetto, ma anche meraviglia per la bellezza che c’è in giro nell’universo. Ma ora, ora che sapete anche cos’è che accade da quelle parti, con tutto quell’idrogeno che perde e acquista elettroni, non è tutto ancora più emozionante?
Semplicemente incredibile cosa riusciamo a capire grazie alla scienza.

LETTURE CONSIGLIATE: Se masticate l’inglese potete leggere questo; le regioni di idrogeno ionizzato sono chiamate HII (si legge “H secondo”).

0 pensieri riguardo “L’idrogeno e la luce rossa delle galassie a spirale

  • Quindi , se ho ben capito, le zone dell'universo che ci appaiono rosse significa che ci sn stelle ad alta temperatura?

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