Un ammasso stellare è un gruppo di stelle che condividono un’origine comune e sono legate gravitazionalmente per un certo periodo di tempo. Sono particolarmente utili agli astronomi perché forniscono un modo per studiare e modellare l’evoluzione e l’età delle stelle. Le due categorie di base di ammassi stellari sono gli ammassi aperti, conosciuti anche come ammassi galattici, e gli ammassi globulari.
- Open o Galactic Clusters
- Globular Clusters
- Cluster Ages e Zero-Age Main Sequence
Open (Galactic) Clusters
Gli ammassi aperti sono così chiamati per il fatto che le singole stelle componenti sono facilmente risolvibili con un telescopio. Alcuni esempi come le Iadi e le Pleiadi sono così vicini che le singole stelle possono essere chiaramente distinte ad occhio nudo. A volte sono chiamati ammassi galattici a causa della loro posizione sui bracci a spirale polverosi sul piano delle galassie a spirale. Le stelle in un ammasso aperto hanno un’origine comune – si sono formate dalla stessa nube molecolare gigante iniziale. Gli ammassi contengono tipicamente qualche centinaio di stelle, anche se questo può variare da poche decine fino a qualche migliaio.
Le stelle all’interno di un ammasso aperto sono solo vagamente legate dalla gravità. Mentre l’ammasso ruota intorno alla galassia, alla fine si disperde a causa delle perturbazioni gravitazionali con altri oggetti nella galassia. Anche se è probabile che il nostro Sole si sia formato inizialmente in un ammasso aperto, ora non c’è alcun ammasso distinguibile con le stelle vicine. Gli ammassi aperti sono quindi di solito oggetti relativamente giovani. Alcuni, come le Pleiadi, mostrano ancora prove di nebulosità che suggeriscono la loro recente formazione. Le stelle degli ammassi aperti appartengono alla Popolazione I, sono giovani e hanno un’alta metallicità. Gli ammassi vanno da un paio a circa 20 parsec di diametro.
Gli ammassi globulari
Gli ammassi globulari contengono da diverse migliaia a un milione di stelle in un sistema sferico legato gravitazionalmente. Situati principalmente nell’alone che circonda il piano galattico, comprendono le stelle più vecchie della galassia. Queste stelle di Popolazione II sono altamente evolute ma con bassa metallicità. Gli ammassi sono così vecchi che qualsiasi stella superiore alla classe G o F si è già evoluta dalla sequenza principale. C’è poca polvere o gas libero negli ammassi globulari, quindi non c’è formazione di nuove stelle in essi. Le densità stellari all’interno delle regioni interne di un ammasso globulare sono molto alte rispetto a regioni come quelle intorno al Sole.
Come gli ammassi aperti, le stelle negli ammassi globulari hanno probabilmente un’origine comune. A differenza degli ammassi aperti, gli ammassi globulari normalmente rimangono gravitazionalmente coerenti per tutta la loro vita. Le stelle al loro interno non si disperdono fuori dall’ammasso. La nostra Via Lattea ha circa 200 ammassi globulari. Esempi importanti sono 47 Tuc, M4 e Omega Centauri, anche se si discute se questa possa essere in realtà una galassia nana sferoidale catturata.
Età degli ammassi e sequenza principale di età zero
Gli ammassi stellari sono particolarmente importanti perché permettono agli astronomi di verificare i modelli di evoluzione stellare e le età delle stelle. Guardiamo prima gli ammassi aperti per capire perché è così.
Le stelle in un ammasso aperto hanno un’origine comune da una data nebulosa. Condividono quindi la stessa metallicità iniziale, quindi qualsiasi effetto di questo sull’evoluzione stellare è effettivamente lo stesso per i membri dell’ammasso. Un altro punto importante è che tutte le stelle all’interno di un ammasso sono effettivamente alla stessa distanza da un osservatore sulla Terra. Anche se un ammasso può essere di pochi parsec, questa dimensione è insignificante rispetto alla distanza molto maggiore dell’ammasso dalla Terra. Se facciamo delle letture fotometriche per le stelle dell’ammasso, la magnitudine apparente di ciascuna ci permette di dedurre la luminosità assoluta relativa dei membri dell’ammasso. Le stelle che appaiono più luminose all’interno di un ammasso sono intrinsecamente più luminose dei membri più deboli.
Gli astronomi usano questo fatto per ottenere un diagramma colore-magnitudine per un ammasso. Questo è semplicemente un diagramma HR che traccia la magnitudine apparente, di solito V (o mV) sull’asse verticale contro l’indice di colore, B – V sull’orizzontale. Usando la parallasse spettroscopica possono poi calibrare il diagramma per ottenere valori di magnitudine assoluta, M o MV. Facendo questo per diversi ammassi aperti troviamo un risultato interessante. Le immagini qui sotto mostrano alcuni ammassi aperti. A sinistra abbiamo h + χ Persei, un doppio ammasso aperto in cui i due ammassi, distanti 2.200 parsec sono separati solo da circa 30 parsec. L’immagine di destra mostra M67. Noti qualche differenza tra le due immagini?
Il doppio ammasso aperto h e χ Persei.Se tracciamo questi ammassi aperti e altri su un diagramma HR otterremmo il grafico qui sotto. Poiché gli ammassi sono a distanze diverse, è stato calibrato alla magnitudine assoluta.
Se studi questo diagramma da vicino noterai una nuova scala sull’asse verticale di destra. Gli “anni” qui si riferiscono all’età dell’ammasso. Un ammasso come h + χ Persei è così giovane che la maggior parte delle sue stelle sono ancora sulla sequenza principale – non si sono ancora spente. Le Pleiadi, essendo leggermente più vecchio, non ha stelle più calde dell’indice di colore 0 (classe spettrale A0) rimaste sulla sequenza principale. I membri dell’ammasso più massicci si sono già evoluti dalla sequenza principale verso i rami giganti. M67, un ammasso aperto molto vecchio, non ha nessuna stella più calda di +0,4 di indice di colore sulla sequenza principale. Di fondamentale importanza è il punto di svolta sul diagramma in cui l’ammasso abbandona la sequenza principale. Più in basso nella sequenza principale si trova il punto di svolta, più vecchio è l’ammasso.
Quando una stella raggiunge per la prima volta la fusione dell’idrogeno del nucleo e appare sulla sequenza principale si dice che è di età zero. La sequenza principale di età zero (ZAMS) è la sequenza principale di tutte le stelle quando si formano inizialmente in un ammasso. Più in alto si trova la sequenza principale, più la stella è massiccia.
Poiché gli ammassi globulari sono generalmente molto più vecchi degli ammassi aperti, i loro diagrammi colore-magnitudine mostrano stelle più evolute. Inoltre non hanno più stelle di grande massa sulla sequenza principale. Il diagramma di magnitudine-colore qui sotto per M55 illustra questo punto.
Interessante, se si studia il diagramma sopra si vede un gruppo di stelle calde che sembrano essere sulla sequenza principale sopra il punto di svolta. Queste sono infatti conosciute come sbandate blu. A causa delle alte densità stellari all’interno degli ammassi globulari, gli astronomi credono che alcune stelle possano fondersi insieme. La massa combinata rende quindi la nuova stella più calda (più blu) e più luminosa della maggior parte delle stelle.
