====== A1.5 Gli ammassi stellari ======
{{:c01:m45_filip.jpg?nolink&400 |}}Nella nostra come nelle altre galassie sono presenti
[[wp.it>ammassi stellari]] che trovano la loro evidente origine in episodi
collettivi di formazione stellare. Nella nostra [[wp.it>Via_Lattea|Galassia]] alcuni
ammassi di disco, nelle vicinanze del [[wp.it>Sole]], sono ben visibili ad
occhio nudo ed hanno ricevuto nomi propri sin dalla più remota
antichità. Tali sono, ad esempio, le [[wp.it>Iadi]], le [[wp.it>Pleiadi_(astronomia)|Pleiadi]] (nell'immagine a fianco) o il
[[wp.it>Presepe_(astronomia)|Presepe]]. Molti altri, osservati attraverso piccoli telescopi
appaiono solo come nebulosità e come tali appaiono nel [[wp.it>Catalogo_di_Messier|catalogo
pubblicato nel 1771]] dall'astronomo francese [[wp.it>Charles_Messier|Charles Messier]] per agevolare
il lavoro dei cercatori di [[wp.it>comete]]. Gli ammassi presenti in tale
catalogo vengono indicati dalla lettera M seguita dal numero del
catalogo. Una più moderna e pressoché completa classificazione
è quella fornita nel 1888 dal
[[wp.it>New_General_Catalogue|New General Catalogue]] di galassie, ammassi e nebulose, dove sono
anche riportati numerosi ammassi appartenenti alle due vicine
galassie irregolari note come Piccola e Grande [[wp.it>Nubi_di_Magellano|Nube di Magellano]].
Per fare riferimento agli oggetti di questo catalogo si usa la
sigla NGC seguita dal numero di catalogo. A seguito di tale
molteplicità di identificazioni molti oggetti celesti, e in
particolare molti ammassi stellari, hanno una corrispondente
moltiplicità di nomi ancora variamente e alternativamente usati
nella letteratura scientifica. Così, ad esempio, Presepe = M44 =
NGC 2632. In particolare, ove esistente, per gli [[wp.it>ammassi globulari]]
è ancora molto usata la classificazione di Messier, talchè per
i globulari più luminosi nel cielo notturno si ha, ad esempio,
[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+3|M3]] = NGC5272,
[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+5|M5]] = NGC5904 o
[[http://gclusters.altervista.org/cluster_4.php?ggc=M+92|M92]] = NGC6341.
Abbiamo ricordato come gli ammassi stellari della Galassia
mostrino caratteristiche evolutive e strutturali che si
differenziano nettamente a seconda della collocazione. Gli ammassi
del disco, detti anche [[wp.it>ammassi aperti]] o //ammassi
galattici//, sono composti da qualche centinaio ad alcune migliaia
di stelle, tra le quali predominano giganti blu ad alta
temperatura superficiale. Si ha talora evidenza per l'esistenza
nell' ammasso di gas e polveri. Tali ammassi si dicono "aperti"
proprio perchè risultano gravitazionalmente slegati e destinati
col tempo a disperdersi; da ciò si possono ricavare limiti
superiori all'età degli ammassi, talora anche inferiori al
centinaio di milioni di anni. E' da assumere che tali ammassi
nascano nelle spirali della Galassia. In fig. 1.3
abbiamo infatti mostrato che gli ammassi più giovani,
selezionati in base all'estensione ad alte temperature della
sequenza principale, si distribuiscono nelle vicinanze del Sole
lungo direttrici che marcano la struttura a spirale della
Galassia. Fenomeni di recente formazione stellare sono anche
segnalati dalle [[wp.it>Regione_H_II|regioni HII]], nubi di idrogeno ionizzato
dalla radiazione di contigue stelle giovani e massicce, e dunque
di alta temperatura superficiale. Gli ammassi di //vecchio
disco//, quali ad es. [[wp.it>M67_(astronomia)|M67]] o [[wp.it>NGC_188|NGC188]],
sono infine una sottocategoria degli ammassi aperti
che per alcuni versi approssima le
caratteristiche dei globulari. Pur se collocati in prossimità
del disco galattico, con metallicità che possono essere
dell'ordine di quella solare, mostrano una peculiare abbondanza di
stelle, una struttura sferoidale e un'età avanzata, testimoniata
dalla assenza di stelle ad alta temperatura e dalla contemporanea
presenza di sia pur esili rami di giganti rosse.
{{:c01:fig1_26.jpg?400}}
//**Fig. 1.20** L'andamento della luminosità superficiale nell'ammasso
globulare M3 (punti) confrontato con le previsioni teoriche da un
perfezionamento del modello semplice isotermo.
(Da [[http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1976ApJ...206..128D|Da Costa e Freeman 1976, ApJ 206, 132]]).//
\\
\\
Nell'alone della Galassia osserviamo invece [[http://gclusters.altervista.org|più di 150 ammassi globulari]], composti anche da oltre un milione di stelle,
distribuite con netta simmetria sferica attorno al centro
dell'ammasso, dove si raggiungono densità stellari anche
superiori a 104 stelle per parsec cubo. La buona simmetria
sferica e la regolare distribuzione radiale della densità
stellare mostrano che tali ammassi risultano non solo
gravitazionalmente legati ma anche dinamicamente //rilassati//.
Con quest'ultimo termine si intende indicare che le mutue
interazioni gravitazionali hanno portato verso una equipartizione
dell'energia, talchè la distribuzione di densità approssima
quella di un gas di stelle autogravitante isotermo (//sfera
isoterma//) mentre la distribuzione di velocità delle stelle
approssima la [[wp.it>Distribuzione_di_Maxwell-Boltzmann|distribuzione di Maxwell-Boltzmann]]. I tempi
caratteristici per tale processo (//tempi di rilassamento//)
dipendono dal numero e dalla densità delle stelle, risultando
in ogni caso non minori del miliardo di anni, il che da solo
testimonia dell'antichità di tali oggetti, in accordo con le
citate ipotesi di evoluzione galattica.
Pur senza entrare nei dettagli dell'affascinante e complesso
argomento dell'evoluzione dinamica di tali sistemi, conviene qui
accennarne alcuni punti fondamentali. Notiamo innanzitutto che la
tendenza ad una distribuzione [[wp.it>Maxwelliana]] implica che una frazione
delle stelle viene spinta a velocità maggiori della velocità
di fuga dall'ammasso. Da un altro punto di vista, ciò
corrisponde al fatto che teoricamente una sfera isoterma non ha
contorno, estendendosi sino all'infinito. Un modello realistico
(fig. 1.20) deve quindi, ad esempio, prevedere che
l'ammasso perda tutte quelle stelle che si spingono oltre il suo
//raggio mareale//, definito come la distanza dal centro
dell'ammasso a cui inizia a prevalere il campo gravitazionale
della Galassia.
Il sistema "ammasso globulare" quindi non può essere
dinamicamente stabile ed è destinato a perdere, sia pur
lentamente, non solo stelle ma anche energia. Ciò conduce infine
ad una //catastrofe gravotermica//, ancora oggetto di intensi
studi, nella quale il nucleo dell'ammasso stesso subirebbe una serie di
improvvisi collassi (//oscillazioni gravotermiche//) che
porterebbero la densità centrale sino a valori dell'ordine di
108Mo/pc3.
Notiamo anche che l'equipartizione
dell' energia implica che le stelle con massa minore abbiano
maggiori velocità, quindi con distribuzione spaziale più
espansa e preferenzialmente candidate a fenomeni di
//evaporazione// dall'ammasso.
A fianco di tali meccanismi occorre anche tener conto di ulteriori
meccanismi che collaborano alla distruzione degli ammassi, quali
gli incontri stretti con altri ammassi e gli effetti di //disk
shocking// e //bulge shocking// che si manifestano ogni qualvolta
un ammasso nella sua orbita di alone attraversa il disco galattico
o si avvicina al //bulge// (nucleo galattico). Se ne deve concludere che gli ammassi
globulari che oggi popolano l'alone della Galassia non sono
necessariamente quelli che vi si sono a suo tempo formati, ma solo
quelli che per le loro caratteristiche strutturali sono riusciti a
sopravvivere fino ad oggi nell'alone galattico.
E' da notare che gli ammassi globulari, oltre a caratterizzare
l'alone di molte galassie a spirale, quali la nostra e
[[wp.it>Galassia_di_Andromeda|Andromeda]],
paiono peculiarmente abbondanti nelle [[wp.it>Galassia_ellittica|galassie ellittiche]],
mostrando di essere un costituente generale dell'Universo
collegato alle prime fasi di formazione delle galassie. In questo
contesto spicca l'eccezione della galassia irregolare del
[[wp.it>Gruppo Locale]] denominata [[wp.it>Grande_Nube_di_Magellano|Grande Nube di Magellano]].
Accanto ad ammassi globulari
antichi (rossi) esistono ammassi morfologicamente globulari che
mostrano stelle in fase evolutiva anche estremamente giovanile,
alle quali si possono assegnare età anche inferiori ai cento
milioni di anni.
Per spiegare tale peculiarità e, con essa, l'assenza di ammassi
globulari nel disco della Galassia si può avanzare il
suggerimento che la distribuzione del gas in un disco con
rotazione differenziale (kepleriana) abbia nella Galassia inibito
l'ulteriore formazione dei grandi ammassi globulari, formazione
che è invece rimasta efficiente nelle regioni di gas non
strutturato o solo parzialmente strutturato, come era il primitivo
alone, e come sono ancor oggi le Nubi di Magellano.
//Foto: "M45 filip" di Filip Lolić. Usato con licenza CC BY 3.0//
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