Astrofisica Stellare

Questa pagina è in sola lettura. Puoi visualizzare il sorgente, ma non puoi modificarlo. Contatta l'amministratore se pensi che ci sia un errore.
====== 9.6 Ammassi sintetici e colori integrati ======

<WRAP justify>
La capacità di predire linee evolutive per ogni assunta
composizione chimica e massa delle strutture iniziali si traduce
nella corrispondente capacità di predire [[wp.it>isocrona|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//.
\\
\\
{{:c09:fig9_10.jpg}}
\\
**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 [[c10:capitolo_10|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 [[wp.it>Grande_Nube_di_Magellano|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.
\\
\\
{{:c09:fig9_11.jpg|}}
\\
**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. 
</WRAP>
----
~~DISQUS~~