c09:ammassi_sintetici_e_colori_integrati
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Linea 1: | Linea 1: | ||
+ | ====== 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> | ||
+ | assunta composizione chimica ed età e, conseguentemente, | ||
+ | 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' | ||
+ | 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 | ||
+ | seconda, più utilizzata, consiste nell' | ||
+ | " | ||
+ | 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 | ||
+ | < | ||
+ | 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 | ||
+ | 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: | ||
+ | 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// | ||
+ | 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' | ||
+ | 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' | ||
+ | evolutiva dell' | ||
+ | delle popolazioni stellari galattiche avanzate all' | ||
+ | questo testo mostrano senza ambiguità come i colori integrati | ||
+ | contengano informazioni sull' | ||
+ | integrati possono contenere peraltro simultanee informazioni sulla | ||
+ | metallicità, | ||
+ | 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' | ||
+ | collocazione nel diagramma a due colori UV di ammassi giovani | ||
+ | nella [[wp.it> | ||
+ | predizioni teoriche al variare dell' | ||
+ | così l' | ||
+ | circa 250 milioni di anni or sono e, nel contempo, l' | ||
+ | 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. | ||
+ | </ | ||
+ | ---- | ||
+ | ~~DISQUS~~ |