Nell'immagine si vede la nebulosa Velo, una nebulosa composta da vari resti della bolla in espansione d'una supernova esplosa millenni fa, situata prospetticamente nella costellazione del Cigno. Essa è formata dall'insieme di cinque parti descritte nel New General Catalogue come NGC 6960, NGC 6974, NGC 6979, NGC 6992 e NGC 6995.
Le singole parti della nebulosa erano parte della materia espulsa nell'esplosione di una supernova, che si può presumere fosse situata nel centro geometrico dell'insieme dei resti sopra menzionati. Essi formavano un guscio praticamente sferico in veloce espansione (a varie decine di migliaia di km/s). Qualche decennio dopo esse hanno iniziato a risplendere per fluorescenza, formando una nebulosa sferica, anche se, per questioni prospettiche, noi ne vediamo solo la parte più densa che forma un anello attorno alla stella progenitrice. Con il passare dei millenni, il gas in espansione è stato sempre più rallentato dal mezzo interstellare, mescolandosi ed iniziando a "confondersi" con esso. Oggi, migliaia d'anni dopo, esso si è estremamente rarefatto e tende a "scomparire", per confondersi alla fine in maniera presochè indistinguibile col locale mezzo interstellare primevo.

In fondo alla scheda c'è il link per vedere l'immagine in alta definizione.

Dato che la quasi totalità del materiale espulso dalla supernova al momento dell'esplosione era composto da atomi (nei vari isotopi) diversi dall'idrogeno, possiamo analizzare lo spettro d'emissione della locale materia per conoscere la sua esatta composizione. Secondo la teoria corrente dell'evoluzione stellare, una stella di massa (finale) superiore a circa 1,4 volte quella del Sole esplode in una supernova, lasciando a suo centro una stella di neutroni ed emettendo oltre il 25% della sua massa in una sfera di gas "incandescende" fortemente accelerato che diparte dal centro di massa della stella. La materia emessa è composta da varie specie atomiche, tutte quelle che si sono formate durante la vita della stella. Gli elementi idrogeno ed elio, essendosi formati durante il Big Bang, sono presenti sino dalla sua formazione. Gli elementi con numero atomico dal litio al ferro si sono formati durante la nucleosintesi che ha generato l'energia che ha fatto risplendere la stella per milioni d'anni. La stella che si avvia a diventare supernova ha però un'altra peculiarità. La reazione che forma il ferro è l'ultima che è esotermica, cioè che produce più energia di quanta gliene serva per sostenere la reazione. Quando essa termina, perchè per produrre l'elemento con numero atomico successivo serve più energia di quanta la reazione ne produca (essendo endotermica), alla stella manca l'energia che controbilancia la forza gravitazionale che fa "cadere" tutta la materia verso il centro di massa. Allora tutta la materia si concentra in un brevissimo tempo sopra il nucleo e produce un improvviso surriscaldamento esplosivo degli strati sopra di esso, provocando l'immane rilascio d'energia sull'intera banda elettromagnetica (dalle onde radio ai raggi gamma) che contraddistingue una supernova. Contemporaneamente, quest'istantanea produzione d'energia (soprattutto raggi gamma e X), provoca la nucleosintesi degli elementi atomici con Z compreso tra il successivo del ferro e l'uranio. Ecco allora trovato il luogo della generazione degli atomi che compongono tutta la materia che arriva fino agli elementi uranici; ciascun atomo con Z maggiore di quello del ferro è stato prodotto all'interno di una supernova e disperso nel mezzo interstellare dalla sua immane esplosione. Analizzando lo spettro dei resti di supernova troviamo le tracce di tutto ciò, e proprio secondo le percentuali previste, anche se molto basse rispetto all'idrogeno e all'elio. Anche il nostro Sole, non essendo una stella di prima generazione, è arricchito in elementi pesanti, cioè quelli dopo il ferro nella Tavola Periodica degli Elementi. Anch'esso è nato, 4,65 miliardi d'anni fa, da una nebulosa arricchita in elementi pesanti rilasciati dall'esplosione di precedenti supernove.
Nel caso che la massa della stella progenitrice la supernova sia superiore a 3 masse solari circa, la stella diverrà un buco nero, oggetto esotico formato da un resto stellare dotato di una massa così elevata da non permettere nemmeno alla luce di fuoriuscirvi. Il confine della zona spaziale lungo la quale si richiede una velocità di fuga uguale o maggiore di "c" (velocità della luce nel vuoto) per sfuggire dalla sua attrazione gravitazionale, è chiamato "orizzonte degli eventi". Nello spazio-tempo racchiuso entro l'orizzonte degli eventi le leggi della fisica a noi note cessano di essere valide ed attualmente non sappiamo come si possano predirre le proprietà di questa esotica materia. Comunenente si crede che tutta la materia che cada entro la superficie di circonvoluzione dell'orizzonte degli eventi non possa più riuscirne, affermazione che secondo i nostri parametri terrestri è approssimativamente vera. Questa struttura è però stata studiata dal grande fisico inglese Steven Hawking, il quale all'inizio degli anni settanta ha dimostrato che l'orizzonte degli eventi, generando un fortissimo campo gravitazione lungo la sua superficie, produce un numero enorme di coppie di particelle - antiparticelle per ogni unità di tempo. Esse vivono una frazione di secondo così breve che la maggior parte delle particelle si annichila con l'equivalente antiparticella, senza violare il principio di indeterminazione di Heinsenberg (dato che "esiste" per un tempo inferiore a quello necessario alla violazione del principio); quindi si constata che le coppie di particelle virtuali si creano e si annichilano senza violare i principi fisici conosciuti. Ma talvolta l'orizzonte degli eventi "attira" entro il suo confine una antiparticella, lasciando liberarsi la corrispondente particella e di fatto facendo "produrre" materia dal vuoto circostante l'orizzonte degli eventi. Allora la particella virtuale svincolata diventa reale a tutti gli effetti, facendo perdere una frazione di massa al buco nero. Paradossalmente gli effetti della meccanica quantistica applicata ai buchi neri hanno dimostrato che essi eveporano lentissimamente, aumentando di infinitesime frazioni la velocità di perdita della loro massa ogni qual volta una particella virtuale si svincola dalla sua energia gravitazionale.Hawking, introducendo i concetti della Termodinamica Quantistica, dimostrò quanto detto poc'anzi e dimostrando che alla fine ogni buco nero, magari tra miliardi di miliardi di milardi d'anni, si consumerà producendo un vivissimo lampo d'energia e generando un fiotto spaventoso di raggi gamma d'altissima energia.

Per vedere l'immagine in alta definizione cliccate: Nebulosa Velo (HD) (2362 x 1574 pixel; 16,8 milioni di colori per 21,4 MB, qui compressi a 2.930 KB). Ovviamente l'immagine mostra molto meglio i dettagli di quella presentata a inizio pagina.
Se volete vedere la cartina della zona di cielo coperta dalla nebulosa cliccate qui (cortesia planetario Guide 8.0).

L'immagine di Di Giusto ha una dimensione di 738 x 493 pixel, è a 16,8 milioni di colori ed ha una dimensione di 2,8 MB, qui compressi a 173 KB.

L'immagine qui sopra presentata è quella presa da Paolo Beltrame nel 1997 e che per tanti anni ha riassunto l'aspetto tipico di una nebulosa resto di supernova. Con il miglioramento delle strumentazioni e delle tecniche di ripresa i soci del CAST hanno spesso ottenuto nuove immagini che riproponevano i tanti oggetti inquadrati in una versione più definita e con i colori reali (le pellicole di una volta erano molto più sensibili nella banda rossa che nella blu). A distanza d'un decennio, l'immagine a inizio pagina di Alessandro Di Giusto sostituisce quella qui sopra di Paolo Beltrame, la quale ho voluto lo stesso mantenerla nel sito perché si rammenti quali miglioramenti tecnico-strumentali siano intervenuti negli anni 1995-2005.
Dato che l'inquadratura di Beltrame abbraccia un campod i vista maggiore, nell'angolo in basso a destra si può osservare pure un ammasso aperto (NGC 6940), non presente nella fotografia di Di Giusto (che inquadra un campo un po' più stretto).

L'originale dell'immagine di Beltrame, è stato qui riselezionato a 872 x 675 pixel, a 16,8 milioni di colori, ed ha una dimensione di 1,7 MB, qui compressa a 48 KB.

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Pagina caricata in rete: 10 febbraio 1999; ultimo aggiornamento (8°): 30 agosto 2007