9.6 Ammassi sintetici e colori integrati

La capacità di predire linee evolutive per ogni assunta composizione chimica e massa delle strutture iniziali si traduce nella corrispondente capacità di predire isocrone per ogni assunta composizione chimica ed età e, conseguentemente, anche di distribuire opportunamente le stelle lungo le isocrone quando si sia assunta una Funzione di Massa Iniziale (IMF) e si sia fissato il numero totale di stelle. Le due ultime condizioni fissano infatti il numero di stelle in ogni intervallo di massa (M,M+dm) cui corrisponde sull'isocrona una ben determinata collocazione. Al riguardo si possono usare due procedure leggermente diverse. Una prima, che conduce alla costruzione di Ammassi Probabili consiste nel distribuire le stelle con rigida proporzionalità alla probabilità di occupazione. Una seconda, più utilizzata, consiste nell'utilizzare una funzione “random” per estrarre a caso le masse con cui popolare le isocrone, producendo così Ammassi Sintetici.


Fig.9.10 Diagramma CM sintetico per un cluster con parametri evolutivi Z= 0.001, Y= 0.23, t= 15 Gyr. Per simulare le osservazioni è stato artificialmente introdotto un errore sui colori proporzionale alle magnitudini. Lungo le sequenze sono indicate le masse delle stelle in fase di combustione di H, la massa media delle stelle di HB e la massa iniziale dei progenitori delle stelle lungo la sequenza delle Nane Bianche. Si è assunta una IMF di Salpeter.

Le due procedure ovviamente convergono per un numero di stelle <tex>N $\rightarrow \infty$</tex>, la seconda restando preferita perchè consente anche di valutare, tramite successivre serie di estrazioni, le fluttuazioni statistiche di cui siono affetti i diagrammi. La Fig. 9.10 riporta a titolo di esempio il diagramma CM sintetico di Ammasso Globulare per gli indicati valori dei parametri evolutivi. Gli Ammassi sintetici risultamo di insostituibile utilità quando si voglia studiare il predetto popolamento di determinate fasi evolutive, come necessario, ad esempio, per calibrare compiutamente il valore del parametro R. Al riguardo, ricordiamo che nelle fasi evolutive avanzate (RG, HB e AGB) vale la regola per cui gli intervalli di massa devono risultare proporzionali ai tempi evolutivi, e dunque la calibrazione di R risulterà indipendente da ogni assunzione sulla IMF. Nel prossimo Capitolo vedremo come le procedure sintetiche siano insostituibili amche nel predire il comportamento delle stelle variabili.

Qui notiamo che la costruzione di Cluster Sintetici consente di predire il flusso totale (flusso integrato) emesso da tali sistemi, agevolmente ottenible per ogni prefissata banda come sommatoria dei flussi emessi dalle singole stelle. E' questo un parametro di grande importanza perchè tale flusso è l'unico rivelabile dagli ammassi in galassie lontane, non risolubili in singole stelle. Quando si tenga presente che gli Ammassi Globulari sono presenti in pratica in tutte le galassie e che gli ammassi galattici possono raggiungere una magnitudine -10, se ne trae l'evidenza dell'importanza degli ammassi nel mappare la storia evolutiva dell'Universo. Le semplici considerazioni sul colore delle popolazioni stellari galattiche avanzate all'inizio di questo testo mostrano senza ambiguità come i colori integrati contengano informazioni sull'età degli ammassi. I colori integrati possono contenere peraltro simultanee informazioni sulla metallicità, come ricavabile - ad esempio - dall'evidenza che i rami RGB degli Ammassi Globulari Galattici al crescere della metallicità si spostano verso temperature efficaci progressivamente inferiori.

Tali considerazioni hanno stimolato una interessante linea di ricerca volta a definire le proprietà integrate degli ammassi stellari e nel ricercare le più opportune bande per rimuovere eventuali degenerazioni tra i diversi parametri evolutivi. Nel caso di ammassi relativamente giovani, è ad esempio facile comprendere come le bande UV siano un sistema privilegiato per marcare l'età dei sistemi, registrando il progressivo decrescere del flusso UV emesso da stelle massive di Sequenza Principale al crescere dell'età. La Fig. 9.11 riporta a titolo di esempio la collocazione nel diagramma a due colori UV di ammassi giovani nella Grande Nube di Magellano (LMC) confrontata con le predizioni teoriche al variare dell'età dei sistemi. Se ne trae così l'evidenza della grande produzione di ammassi a partire da circa 250 milioni di anni or sono e, nel contempo, l'assenza di formazione di ammassi nei precedenti 400 milioni di anni.


Fig. 9.11 Predizioni teoriche sulla distribuzione di ammassi giovani nel diagramma a due colori UV (1800-2800 A) (1500-3100 A) (linea continua) confrontate con le osservazioni di ammassi nella Grande Nube di Magellano.