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c09:ggc_fitting

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.

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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.

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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.

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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.

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c09/ggc_fitting.txt · Ultima modifica: 04/10/2017 11:16 da marco