c09:ammassi_di_disco_e_masse_intermedie
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 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' | ||
+ | luce le potenzialità ma anche i limiti e le eventuali | ||
+ | assunzioni. Inizieremo dal caso degli [[wp.it> | ||
+ | prossimità del [[wp.it> | ||
+ | per la raggiunta solidità dei relativi dati osservativi. Per | ||
+ | lungo tempo il confronto tra teoria ed osservazioni | ||
+ | infatti solo parzialmente significativo a causa dell' | ||
+ | informazioni sulla distanza degli ammassi e, di conseguenza, | ||
+ | magnitudine assoluta delle stelle. | ||
+ | |||
+ | Il satellite astrometrico [[wp.it> | ||
+ | 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> | ||
+ | diagramma CM dell' | ||
+ | in [[c01: | ||
+ | classici (no // | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **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< | ||
+ | predetta per l=2.2 H< | ||
+ | delle due isocrone, | ||
+ | trasformazioni nel piano osservatico (" | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | Nella stessa figura sono riportati anche i dati osservativi per un | ||
+ | altro ammasso aperto in vicinanza del Sole, le [[wp.it> | ||
+ | confrontati con le relative predizioni teoriche. Iniziamo con | ||
+ | l' | ||
+ | richiede che lo strumento evolutivo, che fornisce l' | ||
+ | diagramma HR teorico nel piano logL, logT< | ||
+ | integrato da opportune relazioni che colleghino logL, logT< | ||
+ | alle // | ||
+ | nell' | ||
+ | |||
+ | 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, | ||
+ | sulle stelle di minor massa nella sequenza, che sappiamo dover sviluppare | ||
+ | inviluppi convettivi. Si noti al proposito come all' | ||
+ | diminuire della massa (e della temperatura efficace) diminuisca | ||
+ | per infine svanire l' | ||
+ | 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. | ||
+ | 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> | ||
+ | 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 | ||
+ | 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' | ||
+ | invasivo// aumenterebbe la valutazione delle età, lasciando | ||
+ | pressochè inalterata la bontà del " | ||
+ | vi è generale accordo sulla metallicità da assegnare alle | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | 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, | ||
+ | stiamo facendo - delle " | ||
+ | problematiche. | ||
+ | |||
+ | Ove si accetti la precedente validazione, | ||
+ | evidentemente possibile estendere l' | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | ricavando moduli di distanza e magnitudini assolute delle stelle | ||
+ | di un ammasso | ||
+ | dall' | ||
+ | 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> | ||
+ | interstellare]] non trascurabile, | ||
+ | modulo di distanza " | ||
+ | arrossate (m-M)< | ||
+ | all' | ||
+ | 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. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | **Fig. 9.2** Diagramma CM osservativo per l' | ||
+ | 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" | ||
+ | popolata con una distribuzione casuale delle masse. La freccia | ||
+ | indica la sequenza teorica dei modelli in combustione di elio. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | |||
+ | Di particolare rilevanza appare l' | ||
+ | agli Ammassi Globulari delle Nubi di Magellano. La Fig. 9.2 | ||
+ | riporta il best fitting dell' | ||
+ | [[wp.it> | ||
+ | come ottenuto per un' | ||
+ | gli indicati parametri di composizione chimica. Seguendo la | ||
+ | procedura nota in letteratura come " | ||
+ | della linea isocrona cui abbiamo sin qui fatto riferimento, | ||
+ | figura riporta la distribuzione di stelle lungo l' | ||
+ | come predetta sulla base di una distribuzione casuale delle masse | ||
+ | evolventi. Tale procedura consente di aggiungere all' | ||
+ | sul luogo dei punti del diagramma coperto dall' | ||
+ | l' | ||
+ | mostrando ad esempio, nel caso in figura, come a causa dell' | ||
+ | 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' | ||
+ | nelle [[wp.it> | ||
+ | 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, | ||
+ | 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' | ||
+ | dell'// | ||
+ | risultati. | ||
+ | |||
+ | Notiamo infine come il //best fitting//, oltre a confortare le | ||
+ | capacità predittive della teoria ed a fornire una stima | ||
+ | dell' | ||
+ | distanza dell' | ||
+ | Ne risulta infatti un modulo di distanza (V-M$_V$) = 15.5 da cui | ||
+ | un modulo di distanza intrinseco (V-M$_V$)$_0 \sim$15.35. Senza | ||
+ | entrare al momento in problematiche che affronteremo più oltre, | ||
+ | accenniamo qui alla grande importanza di una precisa | ||
+ | determinazione della distanza della Grande Nube: da tale distanza | ||
+ | segue infatti la calibrazione della relazione periodo luminosità | ||
+ | delle variabili [[wp.it> | ||
+ | a definire una //scala delle distanze// per l' | ||
+ | |||
+ | Come ulteriore elemento di possibili indagini, notiamo infine come | ||
+ | la conoscenza della relazione teorica massa-luminosità lungo una | ||
+ | Sequenza Principale consenta di ricavare con facile calcolo la distribuzione di | ||
+ | stelle lungo tale sequenza per ogni assunto valore della | ||
+ | distribuzione iniziale di massa IMF, parametro che vedremo essere | ||
+ | di rilevanza centrale nella storia delle popolazioni stellari. Il | ||
+ | confronto con le osservazioni consente quindi di esplorare il | ||
+ | vaolre dell' | ||
+ | sufficientemente popolate per fornire risultati statisticamente | ||
+ | rilevanti. A titolo di esempio, la Fig. 9.3 mostra | ||
+ | come la Sequenza Principale del [[http:// | ||
+ | colore-magnitudine | ||
+ | segua con buona precisione una distribuzione IMF con esponente di | ||
+ | Salpeter, risultando per il numero di stelle N al variare della | ||
+ | massa M dN/dM = M$^{-2.35}$. | ||
+ | \\ | ||
+ | \\ | ||
+ | {{: | ||
+ | \\ | ||
+ | ** Fig. 9.3 ** Il numero di stelle di Sequenza Principale nell' | ||
+ | NGC2004 con luminosità superiore alla magnitudne V in funzione | ||
+ | di V (// | ||
+ | predizioni teoriche per i vari indicati valori dell' | ||
+ | della //IMF//. Il numero di stelle è normalizzato al numero di | ||
+ | Giganti Rosse in combustione di elio | ||
+ | </ | ||
+ | ===== Percorsi bibliografici ===== | ||
+ | |||
+ | * (EN) //Brocato, E. et al. (2003)// [[http:// | ||
+ | * (EN) // Caloi, V.; Cassatella, A. (1995)// [[http:// | ||
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