Nebulosa Aquila

La Nebulosa Aquila (nota anche come M 16 o NGC 6611) è una grande regione H II visibile nella costellazione della Coda del Serpente; è formata da un giovane ammasso aperto di stelle associato ad una nebulosa a emissione composta da idrogeno ionizzato, catalogata come IC 4703.

La sua distanza è sempre stata relativamente incerta, ma si tende ad accettare un valore di circa 5700 anni luce dalla Terra, ponendola così nella zona media del Braccio del Sagittario; contiene alcune formazioni estremamente conosciute, come i Pilastri della Creazione, le lunghe colonne di gas oscuro originate dall’azione del vento stellare delle componenti dell’ammasso centrale e che sono responsabili anche del nome proprio della nebulosa stessa, a causa della loro forma.

Supergiganti blu

In esse sono presenti alcuni oggetti stellari giovani, che testimoniano che i processi di formazione stellare sono tuttora in atto, anche se non è chiaro se questi siano favoriti od osteggiati dall’azione del vento stellare delle stelle vicine, né è chiaro se il vento effettivamente influisca in qualche maniera su questi fenomeni. L’ammasso è composto da un gran numero di supergiganti blu molto calde e brillanti; la loro età tipica è di appena 2-3 milioni di anni, cioè meno di un millesimo dell’età del nostro Sole; la stella più brillante dell’ammasso è di magnitudine 8,24, ben visibile anche con un binocolo.

La nebulosa è nota fin dal Settecento ed è uno degli oggetti più noti fra quelli del Catalogo di Messier; si rivela con facilità nelle fotografie ed è dunque un buon soggetto per gli appassionati dell’astrofotografia amatoriale.

Osservazione

La nebulosa Aquila, di per sé piuttosto brillante, può essere individuata con facilità partendo dalla stella γ Scuti e spostandosi circa 3° a WSW; sebbene sia invisibile ad occhio nudo, un binocolo 10×50 è più che sufficiente per poterla individuare come una macchia chiara allungata e circondante un piccolissimo ammasso di stelle, il quale però può essere risolto solo con grande difficoltà. Con un telescopio da 120-150mm di apertura, l’ammasso domina con la sua luce la nebulosità, che si mostra sfuggente; l’ammasso appare invece ben risolto e conta circa una quarantina di stelle. Molti dettagli sulla nube possono essere osservati con aperture a partire dai 200mm con le quali l’ammasso appare luminoso ed esteso, con diverse decine di stelle brillanti sparse su tutta la zona nebulosa.

La Nebulosa Aquila può essere osservata da gran parte delle aree popolate della Terra, grazie al fatto che è situata a una declinazione non eccessivamente australe: in alcune aree del Nord Europa e del Canada, nei pressi del circolo polare artico, la sua visibilità è comunque molto difficile, mentre nell’Europa centrale appare relativamente bassa. Alle latitudini boreali medie (bacino del Mediterraneo) si mostra discretamente alta sull’orizzonte e si osserva dunque con facilità, mentre dall’emisfero sud la nebulosa è visibile ben alta nelle notti dell’inverno australe e nella sua fascia tropicale può vedersi perfettamente allo zenit. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra giugno e ottobre.

Decorso osservativo

L’attuale posizione della Nebulosa Aquila si trova, come si è detto, nell’emisfero celeste australe. Tuttavia è noto che, a causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell’eclittica.

L’ascensione retta attuale della nebulosa corrisponde a 18h 19m, ossia relativamente prossima alle 18h di ascensione retta, che corrispondono, per la gran parte degli oggetti celesti, alla declinazione più meridionale che un oggetto possa raggiungere (si noti come l’intersezione dell’eclittica con le 18h di ascensione retta corrispondano al solstizio del 22 dicembre); nel caso della Nebulosa Aquila, i 14° di declinazione sud.

Nell’epoca precessionale opposta alla nostra (avvenuta circa 12.000 anni fa), la Nebulosa Aquila aveva un’ascensione retta opposta a quella attuale, ossia prossima alle 6h; in quel punto, gli oggetti celesti raggiungono, tranne nelle aree più prossime al polo dell’eclittica, il punto più settentrionale.

Circa 400 anni fa, la nebulosa ha superato le 18h di ascensione retta; da allora ha incominciato a salire a latitudini sempre più boreali.

Caratteristiche

La causa principale della ionizzazione dei gas della nebulosa, e quindi della sua luminosità, sono le grandi stelle massicce dell’ammasso aperto NGC 6611, che si trova al suo interno; le stesse hanno anche modellato col loro vento stellare le nubi circostanti, causando delle lunghe strutture a chioma qualora il vento incontrasse delle regioni nebulose ultradense: è questo il caso ad esempio dei famosi Pilastri della Creazione o Proboscidi d’Elefante, che hanno conferito il nome “Aquila” alla nebulosa e che sono state rese famose dalle immagini del Telescopio Hubble. Sebbene non siano così dense come originariamente creduto, queste strutture mostrano delle evidenze di protrusioni, denominate EGGs (acronimo di Evaporating Gaseous Globules, globuli gassosi in evaporazione), alcune delle quali sarebbero associate a degli oggetti stellari giovani, un segno questo che i fenomeni di formazione stellare sono ancora in atto.

L’ammasso centrale contiene stelle disperse su una regione di circa 14′, con un’elevata concentrazione nelle regioni fino a 4′ dal centro geometrico; molte di queste sono ancora in fase di pre-sequenza principale, mentre le componenti più brillanti sono delle supergiganti blu. La massa delle componenti varia fra 2 e 85 M_☉, mentre l’età dell’ammasso è stata stimata di circa 2-3 milioni di anni, le sue dimensioni sono di circa 70×55 anni luce.

Misurazioni della distanza

Le stime sulla distanza dell’ammasso associato alla nebulosa, e quindi della nebulosa stessa, sono rese complicate dal fatto che l’estinzione in direzione delle stelle dell’ammasso non segue i normali processi di estinzione riscontrati comunemente nella nostra Galassia: infatti l’estinzione non solo si riscontra nella banda del visibile, ma al livello di mezzo interstellare sembra essere particolarmente elevata, cosa che suggerisce la presenza lungo la linea di vista di grani di polvere più grandi del normale, i quali conterrebbero una maggiore quantità di silicati e grafite rispetto al tasso normale riscontrato nella polvere interstellare. Il tasso di estinzione è di 3,5–4,8, con un valore medio assunto di 3,75.

Per tutte queste ragioni, le determinazioni di distanza sono in gran parte discordi fra loro. Nel corso degli anni sessanta si sono accettati valori compresi fra i 3200 parsec (10400 anni luce) e i 2200 parsec (7200 anni luce); nel corso degli anni questo valore è andato via via riducendosi. Inoltre, mentre le prime misure venivano condotte tramite lo studio della cinematica, si è col tempo adottato il sistema della fotometria e, con l’avvento di strumenti di misurazione sempre più precisi, persino la parallasse spettroscopica.

Struttura

Prima di iniziare a comprendere le dinamiche della popolazione stellare associata e in relazione alla nube, gli studi si sono rivolti alla determinazione della struttura fisica della nebulosa, per conoscerne le dinamiche e le proprietà fisiche in generale. Alle onde radio sono state così ottenute diverse mappe, come pure nelle linee di emissione e di assorbimento dell’OH e dell’idrogeno neutro (H I).

I Pilastri della Creazione

I Pilastri sono tre strutture molto dense di gas e polveri situate nel bordo sudorientale della nebulosa; sono state create dall’azione del vento stellare delle stelle giganti dell’ammasso aperto centrale. La loro catalogazione segue la numerazione romana crescente: Colonna I, Colonna II e Colonna III, procedendo da nordest a sudovest. La morfologia e la struttura ionizzata è ben conosciuta grazie all’avvento dei telescopi spaziali. La radiazione ionizzante proveniente dalle stelle dell’ammasso comprime i gas delle nubi molecolare facendone aumentare la pressione in superficie. In questo modo si genera un flusso fotoevaporante di materiale ionizzato dalla parte opposta alla sorgente della fonte del vento stellare; questo fenomeno è così il responsabile della struttura a “pilastro” delle nubi.

La Colonna V

In direzione nordest rispetto ai Pilastri della Creazione si trova un’altra colonna di materia molto allungata: la Colonna V, soprannominata “la Guglia” (The Spire). Nella parte terminale di questa struttura è stato identificato un bozzolo ionizzato ad alta velocità, che potrebbe coincidere con un oggetto HH. Nel 2007 sono state anche individuate le controparti nel medio infrarosso delle emissioni maser, grazie all’ausilio del Telescopio Spaziale Spitzer.

Fenomeni di formazione stellare

Uno degli indizi più evidenti della presenza di fenomeni di formazione stellare nelle nebulose è la presenza degli oggetti di Herbig-Haro. Questi sono delle piccole nubi brillanti a forma di getto potenziate da una stella neonata che si trova al suo interno. Il più notevole di questi oggetti scoperti nella Nebulosa Aquila è HH 216; si trova nei pressi della Colonna IV e fu inizialmente catalogato come M16-HH1./

Ambiente galattico

La Nebulosa Aquila, trovandosi a una distanza di circa 5900 anni luce da noi, viene a trovarsi su un braccio di spirale galattico più interno al nostro Braccio di Orione, il Braccio del Sagittario, su cui giacciono anche altri oggetti molto brillanti come molti degli ammassi aperti visibili fra le costellazioni dello Scorpione e del Centauro, fino alla Nebulosa della Carena. Uno studio del 2008 afferma comunque che questo braccio sarebbe solo una grande condensazione di gas e polveri da cui sono nate diverse stelle giovani.

La nebulosa è visibile sul bordo della cosiddetta Fenditura dell’Aquila, una lunga scia di nebulose oscure appartenenti al nostro braccio di spirale che schermano completamente la luce proveniente dalle stelle della fascia settentrionale del Braccio del Sagittario.

Interazioni con la Nebulosa Omega

La Nebulosa Aquila e la Nebulosa Omega si presentano in cielo molto vicine, separate da appena 2,5°; studiando le rispettive distanze emerge che esse si trovano vicine anche fisicamente, trovandosi a poche centinaia di anni luce l’una dall’altra.

In seguito i fenomeni di formazione hanno interessato la regione della Nebulosa Aquila, 2-3 milioni di anni fa, e solo recentemente (1 milione di anni fa) la Nebulosa Omega.

Superbolla

La nube molecolare gigante possiede una forma a superbolla e molte delle sue stelle giovani associate vi si trovano all’interno; tuttavia sembra avere un’età di alcuni milioni di anni superiore a quella della nube stessa, indicando che si tratta di una struttura già esistente prima dell’afflusso della nube. L’interazione con questa superbolla (e non i suoi effetti di espansione) potrebbero essere stati all’origine dei primi fenomeni di formazione stellare nella regione. Secondo alcuni autori questa regione potrebbe essere ancora più estesa, inglobando persino la Nebulosa Laguna, anch’essa nel Braccio del sagittario sebbene si trovi leggermente più vicina a noi, e forse anche la Nebulosa Trifida anche se questa si trova piuttosto lontana.