La nube molecolare Auriga, dove si trova l’ammasso protostellare Iras 05358+3543, vista dal telescopio spaziale Wise (Wide-field Infrared Survey Explorer) della Nasa, una delle regione di formazione stellare massiccia dove si è studiata l’emissione di DC3N. Nella immagine i diversi colori corrispondono a diverse lunghezze d’onda. Crediti: Wise/V.Rivilla e L. Colzi
Il radiotelescopio millimetrico Iram, installato a Pico Veleta (Granada, Spagna) e dotato di una parabola del diametro di 30 metri, ha osservato un ampio campione di regioni di formazione di stelle massicce in diverse fasi evolutive, permettendo di analizzare per la prima volta nel dettaglio il processo di deuterazione della molecola cianoacetilene (HC3N). Le osservazioni suggeriscono che la deuterazione di HC3N sia prodotta nelle regioni esterne di formazione di stelle massicce, in cui il gas denso molecolare destinato a formare le nuove stelle è più freddo. Lo studio, pubblicato il mese scorso su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society e firmato da un team internazionale di scienziati tra cui Victor Manuel Rivilla, Laura Colzi e Francesco Fontani dell’Inaf di Arcetri, permette di fare ulteriori passi avanti nella comprensione dei meccanismi di formazione delle nuove stelle e dei sistemi planetari.
L’idrogeno (H) è fin dai primordi l’elemento più abbondante dell’universo. Nella sua forma isotopica più semplice e comune – il prozio – il nucleo consiste solamente in un protone ed è l’unico fra gli isotopi stabili a non avere neutroni. Il deuterio (D) è un altro isotopo dell’idrogeno, anch’esso formatosi al Big Bang, il cui nucleo contiene un protone e un neutrone. È assai meno abbondante del prozio, ma è molto importante per scoprire i processi fisici e chimici presenti nel mezzo interstellare. Lo studio del livello di deuterazione delle molecole interstellari, cioè l’abbondanza relativa tra molecole in cui l’idrogeno è presente sotto forma di deuterio e le loro controparti con l’idrogeno sotto forma di prozio, è uno strumento molto potente per studiare la storia delle regioni di formazione stellare.
Il cianoacetilene (HC3N) è una molecola composta da cinque atomi: idrogeno, una piccola catena di tre atomi di carbonio, e azoto (H-C-C-C-N). È un composto organico di grande importanza nell’esobiologia ed è utilizzato in numerose simulazioni come componente dell’atmosfera primitiva terrestre. Il cianoacetilene è infatti uno dei risultati intermedi prodotti durante l’esperimento di Miller-Urey per dimostrare che alcune molecole organiche possono formarsi spontaneamente a partire da sostanze inorganiche più semplici. La sua presenza è stata riscontrata nelle nubi interstellari, nella chioma della cometa Hale-Bopp e nell’atmosfera di Titano, il satellite più grande di Saturno, dove è prodotto a seguito di alcune reazioni fotochimiche esotiche tra le molecole di metano innescate dalla radiazione ultravioletta proveniente dal Sole.
Víctor Manuel Rivilla, primo autore dello studio pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Entriamo più nel dettaglio dello studio parlandone con il primo autore, l’astrochimico Víctor Manuel Rivilla. Nato e cresciuto a Madrid, Rivilla è appassionato fin da piccolo dei film di Spielberg, dedica il suo tempo libero al running ed è un grande tifoso del Real Madrid. La sua attività scientifica si concentra principalmente sullo studio della complessità chimica del mezzo interstellare, in particolare di quelle molecole che hanno una rilevanza prebiotica e possono essere collegate all’origine della vita.
Lei è un astrochimico. Che cosa significa? Cosa fate, di particolare, rispetto ai normali astronomi?
«Usiamo le molecole del mezzo interstellare come traccianti delle condizione fisiche e chimiche delle nubi molecolari, che sono i luoghi dell’universo dove si formano nuove stelle. Studiando le abbondanze di queste molecole, e confrontandole poi con i risultati dei nostri modelli chimici teorici e con i risultati degli esperimenti in laboratorio, possiamo capire non solo come si formano le molecole nello spazio ma anche come si formano le stelle stesse».
In quest’ultimo lavoro vi siete concentrati su un processo in particolare, la deuterazione. Perché?
«Lo studio della deuterazione di molecole del mezzo interstellare è uno strumento molto utile per capire come si formano le stelle. Prima della nascita delle nuove stelle, le condizioni fisiche del gas della nube molecolare sono caratterizzate da temperature molto basse – inferiori a 20 kelvin, ovvero meno di 250 gradi sotto lo zero – e densità alte (più di diecimila particelle per centimetro cubo), che favoriscono la formazione di molecole con il deuterio. Studiando il livello di deuterazione di molecole in regioni dove si formano nuove stelle, possiamo quindi capire in dettaglio quale siano le condizioni chimiche e fisiche del gas delle “culle” stellari, e di conseguenza capire meglio come si formano le nuove stelle e i sistemi planetari».
La molecola che avete avete preso in considerazione, il cianoacetilene, era già stata trovata, sia nel Sistema solare sia nello spazio interstellare. Qual è la novità del vostro studio?
«Per la prima volta abbiamo ottenuto le mappe dell’emissione di cianoacetilene deuterato (DC3N) in un ammasso di protostelle nella nube molecolare Auriga, Iras 05358+3543. Questo ci ha permesso di capire meglio quali sono i processi che danno origine a questa molecola nel gas da cui si formeranno nuove stelle».
Cioè? Cos’avete capito?
«Le nuove osservazioni ottenute con il radiotelescopio Iram suggeriscono che non ci sia una dipendenza tra il livello di deuterazione del cianoacetilene HC3N e lo stato evolutivo della regione di formazione stellare. Abbiamo capito che questa molecola si forma principalmente nella parte più esterna e fredda delle regioni di formazione di stelle massicce e questo ci offre un’informazione molto importante sul livello di deuterazione precedente alla formazione del gas denso molecolare che poi formerà nuove stelle».
Per saperne di più:
- Leggi su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society l’articolo “DC3N observations towards high-mass star-forming regions”, di V. M. Rivilla, L. Colzi, F. Fontani, M. Melosso, P. Caselli, L. Bizzocchi, F. Tamassia e L. Dore