9.3 Ammassi Globulari Galattici: procedure di fitting ed età
Gli Ammassi Globulari Galattici rappresentano un campione osservativo sul quale si è per molto tempo concentrata l'attenzione dei ricercatori, sia per l'interesse intrinseco di questi sistemi collegati alle fasi evolutive iniziali della Galassia, sia per la presenza statisticamente rilevante di stelle in ambedue le fasi di combustione di elio al centro (HB) e in shell (AGB). La validazione dello scenario teorico è in questo caso meno stringente, non avendosi sinora misure dirette della distanza di tali ammassi. Rimane dunque un grado di libertà sul valore delle magnitudini assolute, cui talora si aggiunge una leggera flessibilità sui colori, collegata all'incertezza sul preciso valore di un eventuale arrossamento. Il parametro libero “età”, che modula la forma del Turn Off, aggiunge ulteriore libertà. Resta peraltro evidente che una tale validazione, se pur “debole” resta prioritariamente necessaria quando si voglia utilizzare lo scenario teorico a livello quantitativo.
Nel caso di ammassi non arrossati, o di arrossamento noto con
precisione, la distanza dell'ammasso puoò essere determinata
tramite il best fit con la Sequenza Principale teorica di
opportuna composizione chimica. E' peraltro facilmente
verificabile come incertezze sull'arrossamento si traducano in
incertezze sul modulo di distanza: aumentando l'arrossamento
aumenta il modulo di distanza necessario per portare a coincidere
la sequenza teorica con quella osservata. Una tale degenerazione
arrossamento-distanza può in principio essere risolta attraverso
il best fit del Ramo Orizzontale, la cui luminosità, per
l'andamento sensibilmente orizzontale, poco risente
dell'arrossamento. E' peraltro da notare come i modelli di ZAHB
siano il prodotto dell'intera evoluzione in fase di Gigante Rossa,
e pertanto contengano molta più “storia” e molta più fisica
dei semplici modelli di Sequenza Principale,
risultando pertanto corrispondentemente
più a rischio di incertezze.
Fig. 9.4 Esempio delle procedure di best fitting
per l'Ammasso Glubulare M68. a): Determinazione del modulo di
distanza apparente dal fit del Ramo Orizzontale e dell'
arrossamento dal fit della Sequenza Principale (+ “Turn Down”, vedi testo). La freccia mostra la
direzione di spostamento delle isocrone al crescere
dell'arrossamento. b): Aumento della mixing length e fit del
colore del Ramo delle Giganti.
Tenendo in mente tali precauzioni, notiamo qui che se il modulo di
distanza apparente viene fissato tramite il Ramo Orizzontale,
l'arrossamento resta fissato dal fitting della Sequenza
Principale, come mostrato in Fig. 9.4.
Fortunatamente, come mostrato nella stessa figura, tale processo
ammette un ulteriore criterio di validazione. Il “gomito” che
all'aumentare delle temperature efficaci conduce alla
verticalizzazione del Ramo (HB-TD = HB Turn Down) segnala in
effetti la temperatura alla quale la correzione bolometrica inizia
a crescere, abbassando la luminosità nella banda V. Esso è
quindi un buon indicatore di temperatura che si colloca attorno a
(B-V)$_0 \sim$ 0, indipendentemente dalla metallicità o
dall'età del cluster. La buona corrispondenza tra il TD teorico
e quello osservato è quindi un buon criterio di conferma del
valore di reddening adottato.
Come mostrato in Fig. 9.4b, fissato modulo di distanza e reddening, il valore della lunghezza di rimescolamento resta fissato dalla condizione di riprodurre il colore osservato del Ramo delle Giganti, anch'esso solo debolmente dipendente dall'età dell'ammasso (cioè dal valore della massa evolvente). L'età resta infine determinata dal confronto delle isocrone nella regione del Turn Off. I dati in Fig. 9.4b mostrano come in un ammasso con buon diagramma CM l'incertezza di tale determinazione sia sensibilmente minore a $\pm$ 1 Gyr, fatto salvo l'intervento di errori sistematici. La Fig. 9.5 mostra come le isocrone teoriche più aggiornate riescano a rendere fedelmente conto della distribuzione nel diagramma CM delle stelle di un Ammasso Globulare, riproducendo in particolare con buona precisione la collocazione del Ramo delle Giganti con il parametro di mixing length calibrato al valore l$\sim$ 2.0 H$_P$.
A fianco e in aggiunta a tale criterio morfologico, esistono altri
parametri che possono concorrere ad una validazione dello scenario
teorico. Tra questi di particolare rilevanza il rapporto tra il
numero di stelle in AGB e in HB, che l'osservazione fissa a
0.14 $\pm$ 0.05. E' facile comprendere come tale rapporto rifletta
l'estensione della convezione nella fase di combustione centrale
di He: maggiore tale estensione maggiori sono i nuclei di CO al
termine della combustione, più lunga la vita in HB e più
luminosa e più rapida la fase di AGB. La semiconvezione classica
rende automaticamente conto di tale rapporto, che richiederebbe
invece una drastica riduzione dell'overshooting invasivo usato da
alcuni autori. Tra gli elementi validanti, e che nel contempo
forniscono informazioni sui parametri evolutivi del cluster,
ricordiamo infine anche la funzione di luminosità del Ramo delle
Giganti e, nel corpo di questa, la luminosità del “bump”
generato dall'incontro della shell di combustione dell'idrogeno
con la discontinuità nell'abbondanza di H lasciata dal primo
dredge up.
Fig. 9.5 Diagramma CM per l'Ammasso Globulare M13
con sovraimposto il best fitting delle isocrone teoriche. Per la
fase di combustione centrale di He è riportata solo la
collocazione della ZAHB.
Tra i risultati delle procedure di validazione e di fitting vi è
dunque, come atteso, anche l'età dei cluster, elemento di grande
rilevanza nello stabilire le tappe evolutive della Galassia. Vi
è oggi un crescente accordo per assegnare agli Ammassi Globulari
della Galassia età che si aggirano attorno a 11-12 Gyr, il
valore esatto dipendendo dai vari autori. E' ancora aperto il
discorso di quanto tali ammassi possono essere considerati
rigidamente coevi. Da notare che in ammassi così antichi non è
più trascurabile la diffusione degli elementi: per ogni
prefissata età dell'ammasso, tale meccanismo tende a diminire la
luminosità del Turn Off e quindi, a ringiovanire l'ammasso di
circa 1 Gyr rispetto a quanto ricavabile ricorrendo a scenari
evolutivi privi di diffusione.
Si noti a tale proposito come la luminosità del Turn Off cui abbiamo or ora fatto riferimento possa essere calibrata, per ogni assunta composizione chimica originaria, in termini dell'età dei cluster. Ciò consente determinazioni dell'età che prescindono dal fitting accurato dell'andamento delle stelle nel diagramma CM. Per usare tale calibrazione occorre peraltro riuscire a valutare la distanza dell'ammasso e, con essa, la magnitudine assoluta delle stelle osservate. A tale scopo vengono usati due tipi di procedure. L'una, che abbiamo g'à richiamato, consiste nel valutare la distanza dell'ammasso tramite il fitting della Sequenza Principale. Una variante di tale procedura, utilizzata da taluni, consiste nel valutare la magnitudine assoluta delle stelle di Sequenza Principale non già dalle previsioni teoriche ma dall'osservazione di subnane di campo di distanza e metallicità note. Non si comprende peraltro in base a quale ragionamento non ci si fidi della Sequenza Principale teorica per poi fidarsi della calibrazione dei Turn Off.
Una seconda procedura assume di fatto come calibratori di distanza (candele standard) le stelle di Ramo Orizzontale. Ferme restando le precauzioni che riguardano le valutazioni teoriche di tali strutture in fase di evoluzione avanzata, una tale procedura conduce ad una stima dell'età di particolare rilevanza e semplicità, nota come il Metodo Verticale. E' infatti subito visto che in tal caso la teoria fornisce una calibrazione in termini di età della differenza di magnitudine tra il Ramo Orizzontale ed il TO, che è parametro indipendente dall'arrossamento e facilmente misurabile anche quando le osservazioni non raggiungano con sufficiente precisione le stelle di Sequenza Principale. Ricordando come la luminosità dell'HB dipenda solo molto debolmente dall'età, si conclude facilmente come la differenza di magnitudine HB-TO deva aumentare al crescere dell'età dell'ammasso.
In linea di principio, a fianco del Metodo Verticale si potrebbe
considerare anche un corrispondente Metodo Orizzontale. La
Fig. 9.4 mostra infatti come al crescere dell'età
diminuisca la lumghezza del Ramo delle Subgiganti che collega il
TO al Ramo delle Giganti. La calibrazione teorica è peraltro
dipendente dalle assunzioni sul valore della mixing length che, in
linea di principio, potrebbe variare al variare della
metallicità del cluster. Per tale motivo il Metodo Orizzontale
è stato principalmente sinora usato essenzialmente per confronti
interni tra cluster con simili metallicità.
Fig. 9.6 Il diagramma CM per le stelle nella Dwarf
Spheroidal Galaxy Carina del Gruppo Locale. Le isocrone teoriche
mostrano il best fit delle stelle di tre distinti episodi di
formazione.
Come nel caso delle masse intermedie, concludiamo anche questa
sezione con una applicazione dello scenario evolutivo a sistemi
extragalattici. La Fig. 9.6 mostra infatti il diagramma
HR delle stelle nella galassia “dwarf spheroidal” del
Gruppo Locale in Carina. Ne emergono con buona evidenza tre distinti
episodi di formazione stellare. Come mostrato nella stessa figura,
il fitting con le isocrone teoriche conduce a valutare le età di
tali episodi come risalenti, rispettivamente, a 0.6, 5 e 11
miliardi di anni or sono.
Collegamenti esterni
- A galactic globular clusters database un database dei parametri degli ammassi globulari della Via Lattea
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