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+====== 9.2 Ammassi di disco e masse intermedie ======
+<WRAP justify>
+In questa, come nelle seguenti sezioni di questo capitolo,
+intendiamo proporre una serie di esempi che illustrino almeno
+nelle loro linee fondamentali le numerose problematiche connesse
+all'utilizzazione dello strumento evolutivo, al fine di porne in
+luce le potenzialità ma anche i limiti e le eventuali
+assunzioni. Inizieremo dal caso degli [[wp.it>ammassi stellari]] in
+prossimità del [[wp.it>Sole]], che rappresentano un campione privilegiato
+per la raggiunta solidità dei relativi dati osservativi. Per
+lungo tempo il confronto tra teoria ed osservazioni  era rimasto
+infatti solo parzialmente significativo a causa dell'assenza di
+informazioni sulla distanza degli ammassi e, di conseguenza, sulla
+magnitudine assoluta delle stelle.
+Il satellite astrometrico [[wp.it>Hipparcos]], lanciato nel 1989, ha
+finalmente colmato tale lacuna, consentendo di determinare
+trigonometricamente la distanza di alcuni degli ammassi stellari
+più vicini al Sole (//un altro deciso progresso delle conoscenze in questo settore ci si
+attende dalla [[wp.it>Satellite_Gaia|missione Gaia]], attualmente in corso di svolgimento//). La Fig. 9.1 pone a confronto il
+diagramma CM dell'ammasso delle [[wp.it>Iadi]], già a suo tempo  riportato
+in [[c01:diagramma_hr_e_isocrone_di_ammasso|Fig. 1.6]], con le isocrone teoriche prodotte utilizzando modelli
+classici (no //overshooting invasivo//, no //breathing pulses//) basati
+sulle più recenti ingredienti di microfisica testimoniati in
+letteratura a tutto il 2004. Si noti che per età inferiori a
+qualche miliardo di anni gli effetti della diffusione risultano in
+ogni caso negligibili.
+\\
+\\
+{{:c09:fig9_01.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 9.1** Diagrammi CM per le stelle degli ammassi
+aperti Iadi e Pleiadi. In ascissa e ordinata sono riportati
+rispettivamente i colori intrinseci e le magnitudini assolute. Le
+linee riportano le isocrone teoriche per gli indicati valori di
+metallicità dei due ammassi e per il valore di mixing length
+l=1.9 H<sub>P</sub>. La linea a tratti mostra la collocazione della Sequenza Principale
+predetta per l=2.2 H<sub>P</sub>.Sono riportate indicazioni per le età
+delle due isocrone,  per l'equazione di stato (EOS) e le
+trasformazioni nel piano osservatico ("Colori")
+\\
+\\
+Nella stessa figura sono riportati anche i dati osservativi per un
+altro ammasso aperto in vicinanza del Sole, le [[wp.it>Pleiadi_(astronomia)|Pleiadi]], anch'essi
+confrontati con le relative predizioni teoriche. Iniziamo con
+l'osservare che il confronto della  teoria con i dati osservativi
+richiede che lo strumento evolutivo, che fornisce l'isocrona nel
+diagramma HR teorico nel piano logL, logT<sub>e</sub>, sia ulteriormente
+integrato da opportune relazioni che colleghino logL, logT<sub>e</sub>
+alle //magnitudini// e //colori// nelle prefissate bande usate
+nell'osservazione.
+I dati in figura mostrano che utilizzando aggiornate valutazioni
+di tali due ingredienti la teoria appare in confortante accordo
+con le distribuzioni osservate. Evidenza tanto più solida in
+quanto la figura stessa mostra come le assunzioni sul valore della
+//mixing length// non influenzino le stelle di Sequenza Principale
+alle maggiori temperature, e abbiano anche una limitata influenza
+sulle stelle di minor massa nella sequenza, che sappiamo dover sviluppare
+inviluppi convettivi. Si noti al proposito come all'ulteriore
+diminuire della massa (e della temperatura efficace) diminuisca
+per infine svanire l'influenza del trattamento della convezione,
+che diviene progressivamente sempre più adiabatica.
+Come già abbiamo discusso, la scelta della lunghezza di
+rimescolamento è invece critica per la collocazione delle
+Giganti Rosse.  La presenza nelle Iadi di due giganti in fase di
+combustione di He consente così di calibrare tale lunghezza al
+valore l$\sim$ 1.9H$_P$, in rimarcabile accordo con il valore
+ricavato dal [[wp.it>Modello_Solare_Standard|Modello Solare Standard]]
+calcolato nel quadro del medesimo scenario teorico. Come indicato in figura, le isocrone
+consentono infinedi ricavare per i due ammassi età pari a 130
+milioni di anni per le Pleiadi  e a 520 milioni per le Iadi,
+gettando una prima luce sulla storia della formazione degli
+ammassi nella nostra Galassia.
+E' subito necessario precisare che con quanto sopra non si intende
+dare una risposta probante e definitiva ad argomenti sui quali è
+ancora aperto il dibattito. L'introduzione di //overshooting
+invasivo// aumenterebbe la valutazione delle età, lasciando
+pressochè inalterata la bontà del "fitting". Così come non
+vi è generale accordo sulla metallicità da assegnare alle
+[[wp.it>Pleiadi_(astronomia)|Pleiadi]].
+Qui, come nel seguito, si intende fare uso di opportuni
+esempi per illustrare il tipo di procedure utilizzate nel raccordo
+tra teorie evolutive ed osservazioni, avvertendo peraltro - come
+stiamo facendo - delle "variabili nascoste" esistenti nelle diverse
+problematiche.
+Ove si accetti la precedente validazione, su tale base è
+evidentemente possibile estendere l'indagine a qualsivoglia
+[[wp.it>Ammassi_aperti|ammasso aperto]] della nostra Galassia, questa volta però
+ricavando moduli di distanza e magnitudini assolute delle stelle
+di un ammasso  dal "fitting" delle Sequenze Principali, cioè
+dall'imporre che la distribuzione delle sequenze osservative
+corrispondano alle predizioni teoriche come valutate per i valori
+di metallicità determinati spettroscopicamente per i vari
+ammassi. Notiamo peraltro che in caso di [[wp.it>Arrossamento_interstellare|arrossamento
+interstellare]] non trascurabile, con tale metodo si ricava non il
+modulo di distanza "vero", differenza tra le magnitudini non
+arrossate (m-M)<sub>0</sub>, ma un modulo di distanza (m-M) in cui
+all'effetto di distanza si somma quello dell'//assorbimento//. Nel
+caso della banda visuale si ha, ad esempio,
+\\
+\\
+(V-M$_V$) =
+(V-M$_V$)$_0$ + A$_V$ = (V-M$_V$)$_0$ + 3.1 E(B-V).
+\\
+\\
+In tale
+contesto notiamo che parlare genericamente di un modulo di
+distanza DM può talora ingenerare equivoci, dovendosi
+preferire le forme esplicite
+\\
+\\
+(V-M$_V$) oppure (V-M$_V$)$_0$
+\\
+\\
+e simili.
+\\
+\\
+{{:c09:fig9_02.jpg?500}}
+\\
+**Fig. 9.2** Diagramma CM osservativo per l'Ammasso
+Globulare NGC1866 nella Grande Nube di Magellano. La linea nel
+corpo della Sequenza Principale e la sequenza di punti indicata
+dalla freccia mostrano il "best fitting" con l'isocrona teorica
+popolata con una distribuzione casuale delle masse. La freccia
+indica la sequenza teorica dei modelli in combustione di elio.
+\\
+\\
+Di particolare rilevanza appare l'estensione di simili procedure
+agli Ammassi Globulari delle Nubi di Magellano. La Fig. 9.2
+riporta il best fitting dell'[[http://goo.gl/DFT0|ammasso NGC1866]] nella
+[[wp.it>Grande_Nube_di_Magellano|Grande Nube]],
+come ottenuto per un'età di 140 milioni di anni e
+gli indicati parametri di composizione chimica. Seguendo la
+procedura nota in letteratura come "Ammassi sintetici" al posto
+della linea isocrona cui abbiamo sin qui fatto riferimento, la
+figura riporta la distribuzione di stelle lungo l'isocrona stessa
+come predetta sulla base di una distribuzione casuale delle masse
+evolventi. Tale procedura consente di aggiungere all'informazione
+sul luogo dei punti del diagramma coperto dall'isocrona anche
+l'informazione sull'atteso popolamento delle varie fasi evolutive
+mostrando ad esempio, nel caso in figura, come a causa dell'alta
+velocità evolutiva non ci si attendono stelle nella vasta
+regione che separa la Sequenza Principale dalle Giganti Rosse in
+fase di combustione di elio.
+Il caso di NGC1866 ci consente di meglio valutare quanto a suo
+tempo affermato sull'importanza degli Ammassi Globulari giovani
+nelle [[wp.it>Nubi_di_Magellano|Nubi di Magellano]]. Si riconosce infatti come tale //cluster//
+rappresenti la controparte extragalattica di un ammasso galattico
+quale le Pleiadi, avendo simile età e non eccessivamente
+dissimile composizione chimica. A causa della grande differenza di
+popolazione, NGC1866 contiene peraltro qualche centinaio di
+Giganti Rosse in fase di combustione di elio laddove le Pleiadi
+non ne mostrano nemmeno una.  Gli ammassi giovani delle Nubi
+rappresentano quindi un eccezionale campione che consente di
+ottenere dati statisticamente rilevanti sul popolamento delle fasi
+avanzate di combustione di elio in masse intermedie e, di
+converso, sui relativi tempi evolutivi. Per tale motivo NGC1866
+è stato sovente utilizzato per indagare l'efficinza
+dell'//overshooting invasivo//, peraltro sinora con controversi
+risultati.
+Notiamo infine come il //best fitting//, oltre a confortare le
+capacità predittive della teoria ed a fornire una stima
+dell'età di quell'ammasso, fornisce anche una stima della
+distanza dell'ammasso e, con esso, della Grande Nube di Magellano.
+Ne risulta infatti un modulo di distanza (V-M$_V$) = 15.5 da cui
+un modulo di distanza intrinseco (V-M$_V$)$_0 \sim$15.35. Senza
+entrare al momento in problematiche che affronteremo più oltre,
+accenniamo qui alla grande importanza di una precisa
+determinazione della distanza della Grande Nube: da tale distanza
+segue infatti la calibrazione della relazione periodo luminosità
+delle variabili [[wp.it>Cefeidi]] della nube stessa, primo gradino che porta
+a definire una //scala delle distanze// per l'Universo intero.
+Come ulteriore elemento di possibili indagini, notiamo infine come
+la conoscenza della relazione teorica massa-luminosità lungo una
+Sequenza Principale consenta di ricavare con facile calcolo la distribuzione di
+stelle lungo tale sequenza per ogni assunto valore della
+distribuzione iniziale di massa IMF, parametro che vedremo essere
+di  rilevanza centrale nella storia delle popolazioni stellari. Il
+confronto con le osservazioni consente quindi di esplorare il
+vaolre dell'esponente dell'IMF in tutti quegli ammassi con MS
+sufficientemente popolate per fornire risultati statisticamente
+rilevanti. A titolo di esempio, la Fig. 9.3 mostra
+come la Sequenza Principale del [[http://goo.gl/NlVa|cluster NGC2004]] della Grande Nube, il cui diagramma
+colore-magnitudine  è stato riportato nel precedente capitolo alla  Fig. 8.6,
+segua con buona precisione una distribuzione IMF con esponente di
+Salpeter, risultando per il numero di stelle N al variare della
+massa M dN/dM = M$^{-2.35}$.
+\\
+\\
+{{:c09:fig9_03.jpg}}
+\\
+** Fig. 9.3 ** Il numero di stelle di Sequenza Principale nell'ammasso
+NGC2004 con luminosità superiore alla magnitudne V in funzione
+di V (//Distribuzione cumulativa//) confrontato con le
+predizioni teoriche per i vari indicati valori dell'esponente
+della //IMF//. Il numero di stelle è normalizzato al numero di
+Giganti Rosse in combustione di elio
+</WRAP>
+===== Percorsi bibliografici =====
+  * (EN) //Brocato, E. et al. (2003)// [[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2003AJ....125.3111B|The Luminosity Function of the Large Magellanic Cloud Globular Cluster NGC 1866]]
+  * (EN) // Caloi, V.; Cassatella, A. (1995)// [[http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26A...295...63C|On the evolutionary status of the LMC cluster NGC 2004]]
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