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CHARLES MESSIER

14/01/2011

GLI AMMASSI APERTI Gli ammassi aperti sono insiemi di stelle nate dalla stella nebulosa stellare e legate gravitazionalmente tra loro.

Charles MessieR

GLI AMMASSI APERTI

del 10 dicembre 2010 abbiamo visto come gli oggetti appartenenti al Catalogo di Messier, sebbene fossero all’epoca considerati per lo più nebulae, hanno in realtà una natura estremamente diversificata e sono raggruppabili in categorie di corpi celesti molto distinte, legate molto spesso al ciclo di vita stellare. Così, abbiamo visto, le stelle nascono da nebulose e muoiono dando vita ad altre nebulose, e quando nascono lo fanno in gruppi. A volte il gruppo di stelle è denso e sferico, con migliaia di elementi tenuti insieme da un collante gravitazionale fortissimo - ed allora si parla di ammassi globulari - mentre altre volte il gruppo è più largo e tenuto insieme, fin dalla nascita stellare, da un collante gravitazionale minore, che non reggerà in eterno ma che porterà allo sfaldamento del gruppo in tempi astronomicamente parlando brevi. Questa serata del ciclo di Messier sarà dedicata proprio all'ultima tipologia di corpo celeste, gli ammassi aperti. Non iniziamo da questa categoria per un motivo particolare dal punto di vista astronomico, ma soltanto perché in questo periodo il cielo è pieno di ammassi aperti del catalogo di Messier, mentre nebulose, galassie ed ammassi globulari saranno visibili maggiormente a notte fonda o comunque nella stagione più calda. Iniziamo, quindi, il nostro viaggio negli ammassi aperti e non possiamo farlo senza parlare, ancora una volta e con maggiore profondità, della nascita delle stelle prima di andare a vedere gli esempi del catalogo di Messier.

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DALLE NEBULOSE ALLE STELLE Le stelle sono immense palle di gas, accese dalle reazioni nucleari interne e formate dal collasso di enormi masse di gas e polveri, chiamate nebulose.

FIGURA 1: IL FAMOSO AMMASSO APERTO M45

Più in particolare, la nebulosa è chiamata nube molecolare poiché padrona di alcune caratteristiche idonee alla formazione stellare: sono nubi fredde e dense, con masse pari a migliaia di masse solari.

Una nebulosa in stato di quiete ad un certo punto della o è ancora ignoto, o meglio se ne prevedono tanti, come una nanze e spazza via parte del materiale della nebulosa re le collisioni tra galassie che provocano uno sfregamento del

sua sup con gas

Fatto sta che, qualunque sia la spinta iniziale, il gas che si contrae aumenta il proprio calore e contraendosi sempre di più verso un punto acquista, con la massa, sempre più gas che viene attratto gravitazionalmente. Sempre più materiale in uno spazio sempre più piccolo porta a temperature sempre più alte fino a FIGURA 2: REGIONE DI FORMAZIONE STELLARE IN MONOCEROS quando queste temperature sono talmente alte da innescare la fusione dell'idrogeno in elio. A questo punto, anche se lo abbiamo raccontato con un po' di approssimazione, è nata una stella.

TROPPO GAS PER UNA STELLA SOLA Ma non è possibile che da una massa di gas enorme come quella della nebulosa di partenza prenda origine soltanto una stella. In realtà queste nebulose sono molto meno massicce di quanto non sia legittimo ipotizzare osservandone le dimensioni. Con riferimento a M42, ad esempio, è stato stimato che il gas che compone la nebulosa è talmente rarefatto che una 'carota' con diametro di 2,5 centimentri presa da parte a parte, pesi come una moneta da due euro. Nonostante questa enorme rarefazione, la massa della nebulosa è comunque davvero enorme, date le dimensioni. La nube che si contrae si frammenta e inizia a collassare in più punti dando vita a più bozzoli, chiamati Globuli di Bok. Questi globuli FIGURA 3: GLOBULI DI BOK

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sono quindi bozzoli scuri che risaltano contro lo sfondo luminoso della nebulosa molecolare. Quando le reazioni nucleari si innescano, il potente vento stellare proveniente dalle giovani stelle, soprattutto dalle più grandi azzurre e calde, riesce a spazzar via il residuo della nebulosità scoprendo le neonate stelle. A quel punto, ai nostri occhi compare un ammasso aperto di stelle giovani. Solitamente riusciamo a scorgere le stelle più calde, dalla luce azzurra, visto che sono quelle che brillano di più e che spesso illuminano i resti della nebulosa dalla quale sono nate. In un ammasso in realtà si formano tutti i tipi di stelle, dalle più calde e lucenti come le stelle azzurre alle nane gialle come il nostro Sole alle nane brune, molto fredde ed al limite della definizione di stella.

FIGURA 4: NANE BRUNE NEL TRAPEZIO

indic

Proprio nel 2010 le nuove strumentazioni hanno consentito di individuare una popolazione molto ricca di nane brune nell'ammasso aperto di Theta Orionis, il famoso Trapezio di stelle interno ad M42, e di tanti altri ammassi aperti. L’immagine mostra proprio queste nane brune nel Trapezio: a parte le stelle più brillanti che ne caratterizzano la forma geometrica, i puntini color arancio nell’ammasso aperto.

APERTI disc amm

sul tema della diversità delle componenti, introducendo un i indubbia utilità per verificare età e composizione di un

Le ragioni delle diversità delle stelle appartenenti all'ammasso si fondano sulle diverse condizioni di partenza al momento della nascita: è la nube insterstellare che determina infatti sia il numero sia i tipi di stelle che avranno vita, in base a parametri quali la densità, la turbolenza, la temperatura ed il campo magnetico. Nel caso di nubi molecolari giganti (GMC, Giant Molecular Clouds) le condizioni sono ideali per la nascita di stelle di giganti classe O e B, unitamente a stelle di tipo solare. Nelle piccole nubi molecolari (SMN, Small Molecular Clouds) potranno aver luce soltanto stelle di tipo solare, non più luminose delle stelle di classe B. La differenza è data quindi dalla disponibilità di gas e polveri a disposizione delle nuove stelle. Almeno questa era la tendenza della teoria fino a dicembre 2010, quindi solo un mese fa, visto che proprio alla fine dell’anno appena trascorso uno studio pubblicato su Astrophysical Journal e riguardante otto grandi stelle apparentemente isolate nella Piccola Nube di Magellano ha svelato che stelle grandi possono crearsi anche in ammassi molto piccoli, rubando in pratica la maggior parte del materiale a tutte le altre stelle. Tra il 1911 ed il 1913 Hertzsprung e Russell giunsero in modo autonomo a costruire uno stesso diagramma, mettendo in relazione la classe spettrale delle stelle e la loro luminosità. Questo diagramma è noto oggi come HR, dalle iniziali dei loro cognomi.

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In un piano cartesiano, sull'asse orizzontale viene riportato il colore o la temperatura, in sequenza decrescente (colore e temperatura sono due modi di dire la stessa cosa). Sull'asse verticale, invece, si riporta la magnitudine assoluta (quindi bisogna considerare stelle di cui si conosce magnitudine visuale e distanza) in ordine crescente, oppure la luminosità rispetto al Sole. In pratica sull'asse X riportiamo indici di temperatura mentre sull'asse y riportiamo la luminosità. La temperatura si incrementa da sinistra verso destra, perché originariamente Hertzsprung e Russell basarono il loro diagramma sulla sequenza spettrale OBAFGKM (per ricordare la sequenza si usa la frase "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", dove sappiamo che con O si intendono le stelle più calde e con M quelle più fredde). FIGURA 5: DIAGRAMMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

La luminosità (asse Y) copre un range davvero molto vasto così il diagramma fa uso di una scala logaritmica dove ogni tacca rappresenta una luminosità dieci volte maggiore rispetto alla precedente. Ogni punto sul diagramma rappresenta quindi il tipo spettrale e la luminosità di una singola stella. Ad esempio, il punto dato dal Sole rappresenta una classe spettrale G2 con luminosità 1. Dal momento che la temperatura aumenta da destra verso sinistra e che la luminosità aumenta dal basso verso l'alto, si nota essenzialmente che:

   

le stelle poste nell'angolo in alto a sinistra sono calde e luminose; le stelle poste in alto a destra sono fredde e luminose; le stelle poste in basso a destra sono fredde e poco luminose; le stelle poste in basso a sinistra sono calde e poco luminose.

Presi i dati delle stelle note, si effettuano gli incroci delle coordinate. La prima cosa che balza agli occhi è che le stelle sembrano decisamente raggruppate in poche aree del diagramma e che il diagramma stesso è tagliato in due da una linea che scorre dall'angolo in alto a sinistra all'angolo in basso a destra. Pagina 4

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L'utilità fondamentale di questo diagramma sta proprio nella capacità di individuare queste aree di stelle con caratteristiche simili, studiarne le caratteristiche stesse e fornire tipologie di stelle in base ai parametri analizzati. E’ sicuramente più facile studiare una classe di oggetti, piuttosto che tutti gli oggetti di una classe. Principalmente il diagramma HR va analizzato in riferimento a raggio stellare, luminosità e massa. 1. Raggio stellare La luminosità di una stella dipende sia dalla temperatura superficiale sia dalla dimensione della stella stessa. La temperatura superficiale determina infatti l'ammontare di energia emessa dalla stella per unità di area, quindi una temperatura più alta implica una energia maggiore per unità di area. Date due stelle con una stessa temperatura, se una è più luminosa dell’altra è solo perché è più grande. Le stelle non sono posizionate a caso ma sembrano cadere all'interno di aree ben precise, ad indicare un legame tra temperatura superficiale (e quindi spettro) e luminosità stellare. Si vengono a creare, quindi, delle tipologie di stelle molto particolari. a. Stelle di sequenza principale sono rappresentate dalle stelle che percorrono diagonalmente il diagramma e rappresentano circa il 90% delle stelle della galassia e, probabilmente, FIGURA 6: DIAGRAMMA HR E RAGGIO STELLARE dell'universo. Vanno dalle stelle calde e luminose alle stelle fredde e deboli. Il Sole è una stella di sequenza principale. Relativamente allo stadio di vita di una stella, gli astri presenti in sequenza principale sono in uno stato tranquillo, dove continuano a bruciare idrogeno creando elio. Il numero di stelle presenti in questa fascia è così elevato perché questa fase di fusione di idrogeno dura circa il 90% della vita di una stella. Si tratta di una fascia molto lunga ma stretta, a testimonianza del fatto che l'equilibrio tra gravità e forza esplosiva delle fusioni è molto delicato, ed un disequilibrio farebbe spostare subito la stella verso un'altra fascia. b. Stelle Giganti le stelle poste nel riquadro in alto a destra sono fredde e luminose. Una stella fredda irraggia meno energia per unità di superficie rispetto ad una stella calda di pari dimensione (Legge di Stefan-Boltzmann), quindi per apparire tanto luminose le stelle fredde devono per forza essere giganti, con dimensioni che vanno dalle 10 alle 100 dimensioni solari, come mostra il ricadere delle Giganti all'interno della fascia obliqua che si estende proprio tra questi valori di raggio,

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al quale corrispondono luminosità tra le 100 e le 1000 luminosità solari e temperature che vanno dai 3000 ai 6000 Kelvin. Le stelle che hanno temperature comprese tra i 3000 ed i 4000°K sono dette giganti rosse, come Arturo ed Aldebaran. c. Stelle Supergiganti nella zona più estrema dell'angolo in alto a destra ci sono poche stelle di dimensioni ancora maggiori rispetto alle giganti, e per questo sono state battezzate supergiganti. I raggi di queste stelle si spingono fino ai 1000 raggi solari, ed esempi ne sono Antares nello Scorpione e Betelgeuse in Orione. d. Nane bianche le stelle poste in basso nel diagramma sono molto più piccole ed appaiono di colore bianco. Si tratta, come appare dal diagramma, di stelle calde, ma non caldissime, con una bassa luminosità quindi il motivo per il quale non brillano molto è legato alla ridotta dimensione superficiale. Proprio da questo deriva il nome di nana. Approssimativamente hanno una dimensione simile a quella terrestre e non presentano più fusioni nucleari interne rappresentando il resto di una stella gigante. Le nane bianche rappresentano circa il 9% delle stelle del cielo. Le regioni del diagramma HR furono formalizzate da Morgan, Keenan e Kellman nel sistema MKK, assegnando numeri romani da I a V. Prima delle supergiganti, i tre astronomi introdussero anche la classe delle ipergiganti, indicate con 0 (esempio, S Doradus oppure Eta Carinae). Il sistema è noto anche come Sistema di Yeerkes. Tipologia di stella

Identificativo Yeerkes (MKK)

Ipergigante

Ia – 0

Supergigante

Ia – Ib

Giganti brillanti

IIa – IIb

Giganti

IIIa – IIIb

Subgiganti

IVa - IVb

Nane di sequenza principale

Va - Vb

Sottonane

VI

2. Luminosità stellare Tanto per completezza di trattazione riportiamo anche qualche parola sulla luminosità stellare, che in tal caso però non è utile ai nostri discorsi sugli ammassi. Se non conosciamo le dimensioni di una stella possiamo comunque conoscerne il tipo una volta nota la temperatura. Il diagramma HR, infatti, ci mostra come una nana bianca possa avere una temperatura di 7000 Kelvin esattamente come una supergigante o una stella di sequenza principale. Data la temperatura, analizzare lo spettro di una stella ci consente di inquadrarla nelle varie categorie.

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3. Massa stellare La caratteristica principale di una stella di sequenza principale come il Sole è quella di bruciare idrogeno in elio attraverso le fusioni nucleari interne. Molte stelle passano gran parte della propria vita in questa fase, ed è per questo che la maggior parte delle stelle appartiene alla fascia di sequenza principale. Perché esistono questi enormi range di luminosità e temperatura? Gli astronomi hanno determinato le masse delle stelle usando sistemi binari, e scoprendo che la massa stellare aumenta man mano che si procede lungo la sequenza principale, risalendola. Le stelle di tipo O, calde e luminose, possono avere masse che arrivano a 100 FIGURA 7: DIAGRAMMA HR E MASSA STELLARE

masse solari, mentre le stelle presenti nel lato opposto della sequenza giungono ad

avere masse pari a 0,1 masse solari. In ogni caso, generalmente, le stelle molto luminose sono molto grandi o hanno elevate temperature, oppure presentano tutti e due i fattori in diversa combinazione. Le stelle nel lato sinistro in alto del diagramma hanno luminosità migliaia di volte superiori a quella del Sole ma sono soltanto 10 volte più grandi della nostra stella. Significa che la loro temperatura superficiale è nettamente più alta di quella del Sole.

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DIAGRAMMA HR E AMMASSI APERTI Passiamo dalla teoria ai casi pratici degli ammassi aperti, analizziamo NGC 2264 in Monoceros e M45 nel Toro.

FIGURA 8: AMMASSO APERTO NGC2264 IN UNICORNO

Il diagramma HR è riferito all'ammasso aperto NGC2264 nella costellazione dell'Unicorno: tutte le stelle di grande massa (le più calde, con una temperatura di circa 20.000 K) hanno già raggiunto la fase di sequenza principale mentre quelle con temperatura intorno ai 10.000 K si trovano ancora in fase di formazione, sebbene nelle ultime fasi dello stage di pre-sequenza principale (le reazioni nucleari sono appena iniziate). Gli astronomi hanno comparato questo diagramma con il modello teorico ed hanno dedotto che si tratta di un ammasso veramente giovane, con una età di circa 2 milioni di anni. FIGURA 9: DIAGRAMMA HR DI NGC 2264

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Per contro, possiamo ommisurare il diagramma appena isto con un diagramma relativo ll'ammasso aperto più popolare, e Pleiadi (M45 nel Toro) Risulta subito evidente che ammasso aperto delle Pleiadi è enza dubbio più vecchio del primo isto che molte stelle sono già in ase di sequenza principale. L'ammasso infatti dovrebbe e tra 50 e 100 milioni di anni. Inoltre, guardando nell'area compresa tra 10.500 K ed una luminosità tra 10 e 10 alla seconda luminosità solari sarà possibile vedere poche stelle che non sembrano appartenere alla sequenza principale: non si tratta di stelle che si stanno ancora formando ma di stelle molto massicce che hanno già abbandonato la fase di sequenza principale. Sono le prime ad essere state formate e si stanno evolvendo verso altre forme stellari. FIGURA 10: AMMASSO APERTO M45 (PLEIADI)

Hanno in pratica terminato la scorta di idrogeno ed ora stanno bruciando elio. Per il resto, moltissime delle stelle più piccole e fredde hanno già raggiunto la fase di sequenza principale. FIGURA 11: DIAGRAMMA HR DI M45

Riepilogando: le stelle possono essere caratterizzate per dimensione e colore e laddove non è possibile risalire direttamente alla dimensione è possibile farlo attraverso la luminosità. Se una stella è molto calda ma poco luminosa vuol dire che è piccola, se invece è molto fredda ma molto luminosa vuol dire che è una stella gigante. Queste famiglie di stelle sono legate molto da vicino all’evoluzione stellare e proprio questo ci consente di stabilire se un ammasso aperto è giovane o meno giovane e se è prossimo allo scioglimento o meno.

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CLASSIFICAZIONE DEGLI AMMASSI APERTI Proprio per le notevoli differenze tra gli ammassi, dovute alle differenze tra le stelle che li compongono, esistono diversi parametri che consentono la classificazione degli ammassi aperti. Gli ammassi vengono classificati in base a quattro parametri, secondo la classificazione proposta da Harlow Shapley. In base al grado di concentrazione: Numero

Concentrazione

Caratteristiche

I

Isolato

Forte concentrazione di stelle intorno al centro

II

Isolato

Debole concentrazione di stelle intorno al centro

III

Isolato

Nessuna concentrazione di stelle intorno al centro

IV

Non isolato

Ammasso confuso con le stelle limitrofe

Mentre in una galassia come la nostra le stelle distano l'una dall'altra in media 6-7 anni luce, all'interno di un ammasso la distanza tra le stelle scende a circa 2 anni luce, quindi la metà della distanza che ci separa da Proxima Centauri, la stella a noi più vicina. In base alla variazione di splendore delle stelle viene assegnato un numero arabo: Numero

Variazione di splendore

Caratteristiche

1

Modesta

Le stelle differiscono per una modesta variazione di splendore

2

Moderata

Le stelle differiscono per una moderata variazione di splendore

3

Ampia

Le stelle differiscono per una ampia variazione di splendore

In base alla ricchezza di oggetti, invece, viene assegnata all'ammasso una lettera minuscola: Numero

Ricchezza

Caratteristiche

P

Povero

Popolazione con meno di 50 stelle

M

Moderato

Popolazione tra 50 e 100 stelle

R

Ricco

Popolazione di più di 100 stelle

N

Nebulosità

L'ammasso presenta ancora i residui della nebulosità dalla quale è nato

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Un'altra classificazione, meno dettagliata, assegna una lettera soltanto in base a caratteristiche di ricchezza e concentrazione. E' la classificazione di Trumpler che prevede: Lettera

Caratteristiche

C