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A1.5 Gli ammassi stellari

Nella nostra come nelle altre galassie sono presenti ammassi stellari che trovano la loro evidente origine in episodi collettivi di formazione stellare. Nella nostra Galassia alcuni ammassi di disco, nelle vicinanze del Sole, sono ben visibili ad occhio nudo ed hanno ricevuto nomi propri sin dalla più remota antichità. Tali sono, ad esempio, le Iadi, le Pleiadi (nell'immagine a fianco) o il Presepe. Molti altri, osservati attraverso piccoli telescopi appaiono solo come nebulosità e come tali appaiono nel catalogo pubblicato nel 1771 dall'astronomo francese Charles Messier per agevolare il lavoro dei cercatori di 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 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 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 ammassi globulari è ancora molto usata la classificazione di Messier, talchè per i globulari più luminosi nel cielo notturno si ha, ad esempio, M3 = NGC5272, M5 = NGC5904 o 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 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 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. M67 o 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.

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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 Da Costa e Freeman 1976, ApJ 206, 132).

Nell'alone della Galassia osserviamo invece 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 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 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 Andromeda, paiono peculiarmente abbondanti nelle 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 Gruppo Locale denominata 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


c01/a05.txt · Ultima modifica: 12/09/2017 11:13 da marco