Nebulosa planetaria M57
Esperimento di spettrometria

Le nebulose planetarie come M57 si formano quando una stella di dimensioni paragonabili al nostro Sole termina il proprio ciclo vitale. Dopo essersi mutata in una gigante rossa la stella si contrae espellendo uno o più gusci di gas nello spazio circostante. È questo gas, eccitato dai fotoni ad alta energia della stella centrale ormai trasformatasi in una nana bianca, che costituisce la nebulosa. La definizione "nebulosa planetaria" fu assegnata a questi oggetti perché al telescopio la maggior parte di essi appare circolare e di dimensioni paragonabili a quelle di un pianeta del sistema solare.

M57 fu scoperta da Antoine Darquier de Pellepoix nel 1779 e venne inserita da Charles Messier nel suo celebre catalogo. Sia Messier che William Herschel ipotizzarono per un certo periodo che M57 fosse un sistema stellare impossibile da risolvere al telescopio, ma in seguito questa ipotesi fu smentita da William Huggins che scoprì, esaminandone lo spettro, che la luce emessa da M57 ha brillanti linee di emissione tipiche dei gas caldi ionizzati. Viceversa da una stella ci si sarebbe aspettato uno spettro in continuum, ovvero su tutte le lunghezze d'onda seppure con righe oscure dovute all'assorbimento di gas freddi.

M57 RIPRESA CON LO STAR ANALYSER

Anche il piccolo Star Analyser 100 è in grado di dimostrare che la nebulosa planetaria M57 è composta da gas ionizzato e non da una fitta nube di deboli stelle. Ecco difatti quello che appare puntando il telescopio su M57 con lo Star Analyser 100 applicato davanti al sensore CCD:

Come si vede alla destra dell'immagine di ogni stella (l'immagine di ordine zero) appare una striscia orizzontale costituita dalla luce della stella divisa nelle varie lunghezze d'onda (dall'ultravioletto a sinistra all'infrarosso a destra). Se si osservano con attenzione queste "strisce" si possono vedere delle interruzioni oscure: queste sono le righe di assorbimento dei gas più freddi che circondano la relativa stella. In questa ripresa ho evidenziato a titolo di esempio l'immagine di ordine zero della stella GSC2642:1896 ed il suo relativo spettro.

Viceversa la nebulosa M57 non produce una "striscia", ma mostra due distinte immagini a destra di quella di ordine zero: si tratta rispettivamente delle emissioni delle righe Oiii (ossigeno III) ed Ha (idrogeno alfa). Quello che osserviamo è quindi gas caldo e ionizzato che emette luce, non che la assorbe, così come fa il neon nelle omonime lampadine. Si vede anche che la distribuzione dei gas non è uniforme nella nebulosa: l'ossigeno è presente soprattutto nella parte interna dell'anello, ma anche nel "buco" della nebulosa, mentre l'idrogeno si trova maggiormente nelle regioni più esterne dell'anello.