Cosa nasconde la nebulosa G333.6‑0.2? Scopri i cuori roventi delle stelle nascenti

Con l’ALMA, il telescopio più potente del pianeta, gli astronomi hanno puntato gli occhi sulla regione G333.6‑0.2, una zona di formazione stellare a circa 10.000 anni luce dalla Terra. Lì hanno scoperto tre “cuori” di gas caldo, chiamati core A, B e C, dove le molecole di metilcianuro (CH₃CN) e metanolo (CH₃OH) brillano come neon. Queste molecole, osservate in transizioni ad alta energia, rivelano temperature tra i 380 °C e i 430 °C, quasi come una sauna cosmica. I mappe di velocità mostrano che i tre core ruotano, suggerendo la presenza di dischi protoplanetari in formazione, mentre il core A sembra anche espandersi, come se una giovane stella stesse soffiando via il suo involucro. Inoltre, l’emissione dell’idrogeno ionizzato (linea H29α) indica gas ionizzato che si muove a più di 30 km/s, segno di turbolenze e calore intenso. Dalla densità elettronica (≈5 × 10⁵ cm⁻³) e dal flusso di fotoni Lyman, gli scienziati deducono che al centro c’è una stella massiccia di tipo O5‑O6, ancora nella fase di “zero‑age main sequence”. In pratica, G333.6‑0.2 è una stazione intermedia tra le più compatte (hypercompact) e le più estese (ultracompact) regioni H II, dove la nascita di stelle giganti è in pieno svolgimento. Questo studio ci aiuta a capire come le stelle più massicce si formano, ruotano e ionizzano il loro ambiente, aprendo una finestra su processi che avvengono a milioni di anni luce ma che influenzano l’intero universo.

L’analisi dei diagrammi rotazionali di CH₃CN è stata effettuata mediante il metodo di Boltzmann, che consente di derivare la temperatura di eccitazione (T_ex) a partire dall’intensità delle linee osservate. I dieci componenti della scala rotazionale J=14→13 hanno permesso di costruire un diagramma con una buona linearità, indicando che le molecole sono in quasi equilibrio termico locale (LTE). La temperatura derivata, compresa tra 380 K e 430 K, è tipica di hot cores, dove il riscaldamento è dominato da radiazione UV e shock termici. I gradienti di velocità osservati nei momenti primi di CH₃CN e CH₃OH mostrano valori di shear di circa 2–3 km s⁻¹ arcsec⁻¹, compatibili con rotazioni Kepleriane attorno a masse stellari di 10–20 M_⊙, se si assume un raggio di 0,01 pc. Il core A presenta, oltre alla rotazione, un profilo di linea asimmetrico con un “wing” rosso, tipico di un moto di espansione o di un flusso di outflow. La linea di ricombinazione radio H29α, con larghezza di 30.2 km s⁻¹, è dominata da broadenings termico (≈7 km s⁻¹ a 10⁴ K) e dinamico (turbulenza, flusso di gas ionizzato). L’emission measure (EM) di 1.23 × 10⁹ pc cm⁻⁶ e la densità elettronica ne≈4.8 × 10⁵ cm⁻³ indicano una regione ionizzata estremamente densa, tipica di H II ultracompact. Il flusso di fotoni Lyman (Q₀≈10⁴⁹ s⁻¹) corrisponde a una stella di tipo spettrale O5‑O6 V, con massa ≈40 M_⊙ e luminosità ≈5 × 10⁵ L_⊙. Questi risultati collocano G333.6‑0.2 in una fase transitoria tra HC e UC H II, dove la pressione ionizzata inizia a superare quella del gas molecolare, ma i hot cores rimangono ancora confinati, favorendo la formazione di sistemi multipli di stelle massive. La presenza di rotazione e outflow suggerisce che i processi di accrescimento e feedback coesistono, fornendo un banco di prova ideale per modelli di formazione stellare ad alta massa, che devono tenere conto di meccanismi di trasferimento di momento angolare, ionizzazione e dissociazione molecolare in ambienti estremi.