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c09:ammassi_di_disco_e_masse_intermedie

9.2 Ammassi di disco e masse intermedie

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'utilizzazione dello strumento evolutivo, al fine di porne in luce le potenzialità ma anche i limiti e le eventuali assunzioni. Inizieremo dal caso degli ammassi stellari in prossimità del Sole, che rappresentano un campione privilegiato per la raggiunta solidità dei relativi dati osservativi. Per lungo tempo il confronto tra teoria ed osservazioni era rimasto infatti solo parzialmente significativo a causa dell'assenza di informazioni sulla distanza degli ammassi e, di conseguenza, sulla magnitudine assoluta delle stelle.

Il satellite astrometrico Hipparcos, lanciato nel 1989, ha 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 missione Gaia, attualmente in corso di svolgimento). La Fig. 9.1 pone a confronto il diagramma CM dell'ammasso delle Iadi, già a suo tempo riportato in Fig. 1.6, con le isocrone teoriche prodotte utilizzando modelli classici (no overshooting invasivo, no breathing pulses) basati 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.

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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 HP. La linea a tratti mostra la collocazione della Sequenza Principale predetta per l=2.2 HP.Sono riportate indicazioni per le età delle due isocrone, per l'equazione di stato (EOS) e le trasformazioni nel piano osservatico (“Colori”)

Nella stessa figura sono riportati anche i dati osservativi per un altro ammasso aperto in vicinanza del Sole, le Pleiadi, anch'essi confrontati con le relative predizioni teoriche. Iniziamo con l'osservare che il confronto della teoria con i dati osservativi richiede che lo strumento evolutivo, che fornisce l'isocrona nel diagramma HR teorico nel piano logL, logTe, sia ulteriormente integrato da opportune relazioni che colleghino logL, logTe alle magnitudini e colori nelle prefissate bande usate nell'osservazione.

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, e abbiano anche una limitata influenza sulle stelle di minor massa nella sequenza, che sappiamo dover sviluppare inviluppi convettivi. Si noti al proposito come all'ulteriore diminuire della massa (e della temperatura efficace) diminuisca per infine svanire l'influenza del trattamento della convezione, 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. La presenza nelle Iadi di due giganti in fase di combustione di He consente così di calibrare tale lunghezza al valore l$\sim$ 1.9H$_P$, in rimarcabile accordo con il valore ricavato dal Modello Solare Standard 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 e a 520 milioni per le Iadi, 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'introduzione di overshooting invasivo aumenterebbe la valutazione delle età, lasciando pressochè inalterata la bontà del “fitting”. Così come non vi è generale accordo sulla metallicità da assegnare alle Pleiadi. 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, avvertendo peraltro - come stiamo facendo - delle “variabili nascoste” esistenti nelle diverse problematiche.

Ove si accetti la precedente validazione, su tale base è evidentemente possibile estendere l'indagine a qualsivoglia ammasso aperto della nostra Galassia, questa volta però ricavando moduli di distanza e magnitudini assolute delle stelle di un ammasso dal “fitting” delle Sequenze Principali, cioè dall'imporre che la distribuzione delle sequenze osservative corrispondano alle predizioni teoriche come valutate per i valori di metallicità determinati spettroscopicamente per i vari ammassi. Notiamo peraltro che in caso di arrossamento interstellare non trascurabile, con tale metodo si ricava non il modulo di distanza “vero”, differenza tra le magnitudini non arrossate (m-M)0, ma un modulo di distanza (m-M) in cui all'effetto di distanza si somma quello dell'assorbimento. Nel 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.

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Fig. 9.2 Diagramma CM osservativo per l'Ammasso 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” con l'isocrona teorica popolata con una distribuzione casuale delle masse. La freccia indica la sequenza teorica dei modelli in combustione di elio.

Di particolare rilevanza appare l'estensione di simili procedure agli Ammassi Globulari delle Nubi di Magellano. La Fig. 9.2 riporta il best fitting dell'ammasso NGC1866 nella Grande Nube, come ottenuto per un'età di 140 milioni di anni e gli indicati parametri di composizione chimica. Seguendo la procedura nota in letteratura come “Ammassi sintetici” al posto della linea isocrona cui abbiamo sin qui fatto riferimento, la figura riporta la distribuzione di stelle lungo l'isocrona stessa come predetta sulla base di una distribuzione casuale delle masse evolventi. Tale procedura consente di aggiungere all'informazione sul luogo dei punti del diagramma coperto dall'isocrona anche l'informazione sull'atteso popolamento delle varie fasi evolutive mostrando ad esempio, nel caso in figura, come a causa dell'alta 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'importanza degli Ammassi Globulari giovani nelle Nubi di Magellano. Si riconosce infatti come tale cluster 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, NGC1866 contiene peraltro qualche centinaio di 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'efficinza dell'overshooting invasivo, peraltro sinora con controversi risultati.

Notiamo infine come il best fitting, oltre a confortare le capacità predittive della teoria ed a fornire una stima dell'età di quell'ammasso, fornisce anche una stima della distanza dell'ammasso e, con esso, della Grande Nube di Magellano. 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 Cefeidi della nube stessa, primo gradino che porta a definire una scala delle distanze per l'Universo intero.

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'esponente dell'IMF in tutti quegli ammassi con MS sufficientemente popolate per fornire risultati statisticamente rilevanti. A titolo di esempio, la Fig. 9.3 mostra come la Sequenza Principale del cluster NGC2004 della Grande Nube, il cui diagramma colore-magnitudine è stato riportato nel precedente capitolo alla Fig. 8.6, 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$^{-2.35}$.

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Fig. 9.3 Il numero di stelle di Sequenza Principale nell'ammasso NGC2004 con luminosità superiore alla magnitudne V in funzione di V (Distribuzione cumulativa) confrontato con le predizioni teoriche per i vari indicati valori dell'esponente della IMF. Il numero di stelle è normalizzato al numero di Giganti Rosse in combustione di elio

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