Il telescopio spaziale James Webb (JWST) ha raggiunto un nuovo, significativo traguardo, immortalando una straordinaria immagine della nebulosa NGC 6537, universalmente nota come il "Ragno Rosso" (Red Spider Nebula). Questo affascinante oggetto celeste è l'esempio per eccellenza di una nebulosa planetaria, la fase terminale dell'evoluzione di una stella che, per massa e caratteristiche, è paragonabile al nostro Sole. Lo scatto, catturato grazie all'utilizzo della telecamera per il vicino infrarosso (NIRCam), ha offerto agli scienziati una prospettiva visiva senza precedenti sugli ultimi, drammatici istanti di vita della stella centrale. Questa, dopo essersi espansa fino a diventare una gigante rossa, sta ora rilasciando i suoi strati esterni con violenza nello spazio cosmico circostante.
The Red Spider Nebula (NGC 6537), Vista di Hubble, 2001. Crediti immagine: NASA/ESA/Hubble
La risoluzione e la ricchezza di dettagli del nuovo ritratto cosmico sono sbalorditive: la nebulosa esibisce due lobi allungati e simmetrici che danno forma alle caratteristiche "zampe" del ragno, estendendosi nello spazio per una distanza impressionante di circa tre anni luce ciascuno. Tali lobi, che appaiono colorati di blu nell'immagine elaborata, sono costituiti prevalentemente da idrogeno molecolare (H2). Al centro esatto della struttura, i ricercatori hanno identificato la stella morente, che nell'infrarosso si manifesta con una tonalità rossa intensa, in netta contrapposizione al suo aspetto fioco e tendente al blu nelle osservazioni ottiche precedenti, come quelle eseguite dal telescopio Hubble. Intorno a questa stella centrale, è chiaramente visibile un denso involucro di polvere estremamente calda, che gli astronomi ipotizzano sia organizzato in una complessa struttura a disco rotante.
Didascalie: Credito immagine: ESA/Webb, NASA, CSA, J. H. Kastner (Rochester Institute of Technology)
Gli astrofisici, inclusi gli esperti dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA), stanno dedicando sforzi considerevoli all'analisi del nucleo del "Ragno Rosso" per individuare segnali che confermino l'esistenza di un possibile secondo componente stellare, ovvero una stella compagna. L'eventuale presenza di un sistema binario potrebbe fornire la chiave per spiegare sia la notevole simmetria delle espulsioni di materia sia il peculiare disegno a forma di "S" che caratterizza la nebulosa. Si ritiene che questo particolare schema, visibile come un flusso violaceo, sia la manifestazione della presenza di atomi di ferro ionizzati. Esso si genera quando un getto di materia ad alta velocità, emesso dalla stella centrale, si scontra violentemente con il materiale gassoso rilasciato in precedenza.
È interessante notare come, storicamente, questi oggetti abbiano ricevuto la denominazione fuorviante di "nebulose planetarie" a causa di un errore di classificazione da parte degli astronomi del passato, i quali confusero la loro forma rotondeggiante con quella dei pianeti. Dal punto di vista della scienza moderna, l'opportunità di osservare la fase terminale di una stella simile al Sole offre una finestra cruciale sul destino potenziale del nostro stesso astro. La fase di nebulosa planetaria è estremamente fugace, con una durata stimata di appena poche decine di migliaia di anni. Questa brevità temporale rende le immagini del JWST una "testimonianza fossile" inestimabile per comprendere le dinamiche e i meccanismi dell'evoluzione stellare tardiva.
Le immagini prodotte dal JWST, operando esclusivamente nella banda dell'infrarosso, richiedono un processo di elaborazione sofisticato che impiega colori fittizi per rendere visibili i dati che altrimenti resterebbero invisibili all'occhio umano. Le indagini cosmiche suggeriscono che fenomeni esplosivi come questo contribuiscono in modo fondamentale ad arricchire il mezzo interstellare con elementi pesanti, materiali indispensabili per la successiva formazione di nuove generazioni di stelle e sistemi planetari. Lo studio dettagliato della cinematica delle espulsioni di gas e polveri all'interno della nebulosa "Ragno Rosso" è cruciale per affinare e correggere i modelli attuali di evoluzione stellare, in particolare per determinare con maggiore precisione la velocità di efflusso della materia durante lo stadio avanzato del ramo asintotico delle giganti (AGB).