Ammassi stellari

Per essere precisi, erano ammassi aperti. Perché, in effetti, gli ammassi stellari sono di due tipi: ammassi aperti e ammassi globulari. Sia gli uni che gli altri sono, in definitiva, agglomerati di stelle tenuti assieme dalla reciproca attrazione gravitazionale tra le stelle che ne fanno parte, e che si sono certamente originate da una stessa, immensa nube di materia interstellare (gas e polveri). Tuttavia, in termini astronomici, essi differiscono in quasi tutti i loro aspetti. Gli ammassi aperti sono nella quasi totalità oggetti giovani nella scala dell’evoluzione dell’universo, e la maggior parte di essi è relativamente vicina a noi nella Galassia; gli ammassi globulari, invece, hanno una vita che risale ai primordi della formazione della Galassia, e alcuni di essi sono così distanti che possono virtualmente essere considerati liberi dal campo gravitazionale della Galassia stessa. E differiscono per distribuzione spaziale, per conformazione morfologica, per dimensioni e persino per composizione chimica.

Poiché, in fin dei conti, tutte le prime nebulae osservate dagli antichi astronomi erano ammassi aperti, è da questi che prenderemo le mosse nel trattare i vari tipi di nebulae.

Ammassi aperti.

Gli ammassi aperti, che oggi si preferisce spesso chiamare galattici, sono gruppi di stelle legate tra di loro gravitazionalmente e originate da un unico agglomerato di materia. Ciò va desunto da caratteristiche quali moto e spettro, non dal fatto che, dal nostro punto di osservazione, le vediamo più o meno vicine: tale vicinanza può essere soltanto prospettica, e in tal caso non si parla di ammassi, ma di asterismi[1].

Gli ammassi più giovani sono spesso associati a nebulosità, residuo del gas che ha dato origine alle stelle: tipico il caso di M45, le Pleiadi. Altri ancora più giovani sono addirittura ancora immersi nella nebulosa primordiale, che continua a produrre stelle (M42, M16, M8, la Rosette Nebula, ecc.); gli ammassi più vecchi, come M67 ed NGC188, hanno invece perso ogni traccia di nebulosità.

Gli ammassi aperti possono comprendere qualche decina o alcune centinaia di stelle ognuno; quelli che possiamo osservare sono relativamente prossimi al sistema solare e giacciono in vicinanza del piano equatoriale galattico. Le stelle degli ammassi aperti hanno età non superiori a qualche miliardo di anni e composizione chimica con un contenuto metallico intermedio-alto (da qualche per cento a qualche per mille), contrariamente a quelle degli ammassi globulari che, come vedremo, sono più povere di metalli (attenzione: in astronomia per metalli si intendono tutti gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio).

La distribuzione spaziale degli ammassi varia in funzione della latitudine galattica; e dalla distanza (z) dell’ammasso dal piano galattico dipende anche la composizione chimica di esso. La gran maggioranza degli ammassi si trova compresa nelle isofote della Via Lattea; e anche quelli che ne vediamo distanti, come le Iadi, in realtà hanno quella posizione prospettica solo a causa della poca distanza da noi; quelli che ne sono più lontani sono i più vecchi e i più compatti e morfologicamente simili ai globulari meno condensati.

Un grafico che mostri la proiezione di un certo numero di ammassi aperti sul piano della galassia delinea le sezioni di tre braccia spirali. Il grafico a sinistra mostra la distribuzione sul piano galattico di 81 ammassi aperti: viene evidenziato il delinearsi di tre braccia spirali. Il circoletto al centro rappresenta il Sole; in alto a destra si può riconoscere il braccio di Perseo: la sezione centrale, che comprende il Sole, è il braccio Cigno-Carina; quella più in basso è il braccio del Sagittario.

Se la maggior parte degli ammassi galattici o aperti è, astronomicamente parlando, relativamente giovane, è evidente che questo tipo di ammassi è gravitazionalmente instabile: le sue stelle tendono a disperdersi sotto l’effetto della rotazione della galassia e a trovarsi, mediamente dopo qualche centinaio di milioni di anni, isolate come singole o, come spesso accade, in singoli sistemi binari e qualche volta multipli.

Pochi ammassi galattici, relativamente alla totalità di quelli noti, mostrano di avere età di qualche miliardo di anni. Quasi tutti questi ammassi sono molto ricchi e compatti[2], e ricordano come aspetto gli ammassi globulari (ne differiscono però nettamente per altri aspetti); inoltre, quasi sempre questi venerandi ammassi si trovano ad una distanza dal piano equatoriale galattico maggiore rispetto a quelli più giovani: la loro resistenza alla disgregazione è quindi probabilmente dovuta sia alla loro notevole compattezza che alla loro relativa distanza dalla regione in l’influsso della rotazione galattica è più intenso.

Gli ammassi galattici possono avere, come già accennato, aspetti estremamente diversi tra di loro. Alcuni sono facilmente identificabili in quanto nettamente staccati dallo sfondo stellare, altri si confondono facilmente, trovandosi immersi nelle correnti della Via Lattea. Le stelle di alcuni sembrano così vicine che solo telescopi di una certa potenza possono risolverle; altri sono identificabili solo dagli esami dei loro moti propri e dei loro spettri, e ci sembrano, come nel caso dell’ammasso Cr 285 (il Gruppo dell’Orsa Maggiore), del tutto indipendenti tra di loro (ciò, oltre che dall’effettiva compattezza dell’ammasso, dipende dalla sua distanza da noi: più l’ammasso è vicino, e meno ci sembrerà fitto).

Si potrebbe pensare che sia molto facile osservare gli ammassi galattici: le Pleiadi e le Iadi per esempio, sono noti fin dall’antichità; e così il Praesepe, il doppio ammasso di Perseo, M7 nello Scorpione. In realtà questi oggetti si vedono con relativa facilità solo perché molto vicini (astronomicamente parlando); in generale, invece, non è affatto facile osservarli; non solo perché sono spesso, come abbiamo visto, confusi nello sfondo della Via Lattea o perché non sono abbastanza compatti per essere riconosciuti a prima vista: ma anche, e soprattutto, a causa dell’assorbimento interstellare che sul piano galattico, dove la maggior parte di essi si trova, è molto intenso. Noi infatti conosciamo oltre 1.000 ammassi galattici; ma il fatto stesso che pochissimi di essi si trovino ad oltre 2 kpc dal Sole fa pensare che decine di migliaia ci siano celati a causa dell’opacità del mezzo interstellare.

Abbiamo visto a proposito del diagramma H-R quale sia l’importanza dello studio degli ammassi stellari per la comprensione dell’evoluzione stellare. La grande varietà morfologica di questi ammassi pone l’esigenza di una classificazione il più possibile descrittiva delle caratteristiche morfologiche di ogni singolo ammasso.

La prima classificazione degli ammassi galattici venne proposta da Harlow Shapley, che li divise secondo il seguente schema:

Un tale criterio di classificazione fornisce un discreto profilo della morfologia di base di un ammasso, ma non c’è dubbio che è stata nettamente superata dallo schema proposto da Trumpler, che, oltre a darci una breve descrizione della struttura dell’ammasso, ci fornisce anche dettagli sulla popolazione stellare.

Variazione di brillanza (differenza tra lo splendore delle stelle più brillanti e quelle più deboli)

Ricchezza

La lettera "n" che segue eventualmente la classificazione di Trumpler indica nebulosità associata all'ammasso.

Facciamo qualche esempio: il notissimo ammasso delle Pleiadi è classificato I 3 r n: staccato dal campo stellare, con una forte concentrazione verso il centro; grande variabilità di splendore tra i suoi membri, che superano i 100; nebulosità associata all’ammasso. Un altro notissimo ammasso, il Praesepe, è classificato II 2 m: staccato dal campo stellare ma senza forte concentrazione al centro, moderata variabilità di splendore, tra 50 e 100 membri e nessuna nebulosità associata.

Oltre alla classificazione di Trumpler, altri dati importanti per lo studio degli ammassi galattici sono la magnitudine visuale apparente della sua stella più brillante, e il tipo spettrale e l’indice di colore delle sue stelle più calde. Incrociando questi elementi, infatti, è possibile inferirne una serie di altri, quali l’assorbimento interstellare, la magnitudine assoluta, la distanza dell’ammasso, la sua età.

Ammassi globulari.

Gli ammassi globulari sono densi raggruppamenti di stelle di forma approssimativamente sferica, contenenti ciascuno decine o centinaia di migliaia di stelle, con forte condensazione verso il centro, tanto che nella zona centrale risulta spesso impossibile distinguere separatamente gli astri. Lo studio di questi ammassi stellari è di grande interesse per la conoscenza della galassia: anzitutto perché le loro distanze permettono di delimitarla (gli ammassi globulari sono sicuramente satelliti periferici della galassia); poi per le caratteristiche particolari della loro popolazione stellare e per la dinamica dei loro movimenti, poiché praticamente non partecipano alla rotazione galattica.

Non esisteva una categoria di oggetti celesti chiamati ammassi globulari finché W. Herschel per primo non usò questa espressione per definire, nel suo catalogo di nebulae del 1786, una certa categoria di oggetti accomunata da certe ben precise caratteristiche. Tuttavia, anche in quel caso la denominazione non era indicativa della distinzione tra le due categorie di ammassi così come oggi la intendiamo. Oggi noi sappiamo che w Centauri è un ammasso globulare (il più cospicuo dei nostri cieli): ma dagli antichi astronomi esso era considerato una singola stella: infatti la sua designazione come w di quella costellazione risale all’Uranometria di Johann Bayer (1603). L’oggetto fu riconosciuto quale nebula da Edmund Halley, che la osservò telescopicamente a S. Elena nel 1677. Halley scoprì più tardi, nel 1714, anche M13 in Ercole.

In ogni modo, il primo ammasso globulare scoperto come nebula fu M22 nel Sagittario: esso fu osservato per la prima volta dal tedesco Abraham Ihle nel 1665, mentre osservava Saturno[3]. In seguito, nell’intervallo tra le due scoperte di Halley, nel 1702 Kirch scoprì M5 nel Serpente; Quindi fu la volta di de Chéseaux con M4 nello Scorpione ed M71 nella Sagitta. Nel 1746 Maraldi aggiunse alla lista M2 nell’Acquario ed M15 in Pegaso. Lacaille, nella sua spedizione a Capo di Buona Speranza, arricchì la collezione con altri 5 oggetti e Messier ne aggiunse, nel suo famoso catalogo, altri 9, uno dei quali scoperto dal suo collaboratore Méchain. A questo punto, anche W. Herschel si dedicò all’osservazione ed alla scoperta di nuove nebulae: ed esplose, così, l’astronomia del profondo cielo: le nebulae note salirono rapidamente da un centinaio a qualcosa come 2.500, e, per quel che riguarda gli oggetti che qui ci interessano, essi passarono dall’essere definiti, nella quasi totalità, nebulose senza stelle ad ammassi globulari di stelle.

Lo straordinario incremento nel numero degli oggetti conosciuti e della loro risoluzione in stelle non portò, comunque, alla definitiva comprensione della loro peculiarità: per questo si dovette attendere l’invenzione dello spettroscopio e la sua applicazione in astronomia da parte dei pionieri come Huggins e la classificazione degli spettri stellari da parte di Secchi. Ulteriori progressi seguirono il ritrovamento delle variabili del tipo RR Lyrae negli ammassi globulari da parte di Bailey nel 1900, l’introduzione del diagramma di Hertzsprung-Russell nel 1905 e, nel 1907, la derivazione della distanza del sistema solare dal nucleo della Galassia da parte di Shapley. Per ottenere questa misura (poi abbondantemente corretta, ma ciò è irrilevante in questo contesto) Shapley fece uno studio della distribuzione degli ammassi globulari, notando la loro preponderanza nella regione Sco-Oph-Sgr del cielo, dove, celato da imponenti nebulose oscure, si trova il nucleo della Galassia. Ulteriore impulso fu ottenuto nello studio degli ammassi globulari dall’analisi delle popolazioni stellari fatta da Baade nel 1944. Da allora, grazie soprattutto alle lastre su larga scala dello Sky Survey di M. Palomar, altri ammassi globulari sono stati identificati nei dintorni della Galassia, mentre, grazie alle lastre riprese con i più grandi riflettori, sono stati ripresi anche innumerevoli ammassi globulari satelliti di galassie esterne.

Gli ammassi globulari sono dei veri e propri satelliti delle galassie: essi costituiscono dei sistemi pressappoco sferici che avvolgono un gran numero di galassie, compresa la nostra. Data la nostra posizione, non possiamo osservare il sistema che circonda la nostra Via Lattea dall'esterno; ma conosciamo oltre un centinaio di tali ammassi; il centro di questo sistema (come ha dimostrato Shapley) coincide con il centro della galassia. Essi differiscono poco tra di loro, a parte la luminosità e il diametro apparente. Un ammasso globulare medio ha una popolazione stellare di 100.000 stelle, ed una magnitudine assoluta di circa -7 o -8. I diametri si aggirano per lo più sui 150 a. l. e la luminosità media è 100.000 volte superiore a quella del Sole.

Le differenze più interessanti tra un ammasso globulare e l'altro sono quelle relative al grado di condensazione (il modo in cui le stelle vanno addensandosi, dalla periferia verso il centro), che viene espresso dalla una divisione in dodici classi, proposta da Harlow Shapley: dalla Classe I che comprende gli ammassi più densi, alla XII, che comprende quelli in cui le stelle sono più rade. Tra gli ammassi globulari del popolare Catalogo Messier, M2 è uno dei globulari più densi, M4 uno dei più rarefatti, e ancora più rarefatto é M55, tanto da essere a malapena distinguibile dagli ammassi aperti più compatti (come, ad esempio, M11). Il grado di concentrazione degli ammassi globulari é spesso associato alla composizione chimica delle sue stelle: quelle di un tipico ammasso globulare hanno un contenuto medio di metalli 100 volte inferiore a quello di una stella come il Sole (differenza tipica tra stelle di popolazione II e di popolazione I). Generalmente gli ammassi meno densi hanno un contenuto in metalli maggiore. Poiché le stelle degli ammassi galattici più antichi (M67, NGC188) hanno una percentuale di elementi pesanti inferiore rispetto a quelli più giovani, c'é da pensare che forse esiste un tipo di ammasso intermedio tra i due tipi.

Vediamo un po’ di riassumere le principali differenze tra ammassi globulari e ammassi aperti:

E' difficile, in qualche caso, distinguere grazie alla sola osservazione visuale o fotografica i globulari più sciolti dai galattici più vecchi e compatti: in quei casi praticamente solo l'attenta valutazione del contenuto in metalli e certe particolarità dei diagrammi H-R riescono in qualche modo a risolvere il dubbio. Halton Arp definì questa categoria di ammassi come "Intermediate age clusters" (Ammassi di età intermedia).

La figura sopra (distribuzione intorno alla Galassia di 129 ammassi globulari)mostra la differenza tra la distribuzione dei globulari e quella degli ammassi aperti rispetto alla galassia. I globulari abitano le regioni centrali e l’alone della galassia, indipendentemente dalla struttura spirale.

Si osserva che la struttura dei globulari ha una relazione con la loro distanza (z) dal piano della Galassia: i più distanti sono molto più estesi dei più vicini. Inoltre, molti dei più distanti sono di classe XII, pochissimo concentrati.

Abbiamo già parlato, a proposito di evoluzione stellare e diagramma H-R. dell’importanza dei diagrammi degli ammassi e delle differenze tra quelli degli ammassi aperti e quelli degli ammassi globulari. Ci sembra opportuno comunque insistere sul fatto che, mentre i diagrammi degli ammassi aperti possono mostrare andamenti estremamente diversi, come ad esempio quelli di NGC2362, M44 e M67, gli ammassi dei globulari, invece, sono più o meno tutti simili tra loro: a dimostrare il fatto che, mentre i primi possono avere le età più diverse (alcuni, come l’ammasso di Orione, sono ancora in formazione, mentre altri, come M67, hanno età di diversi miliardi di anni), i globulari, viceversa, hanno tutti un’età estremamente veneranda, dell’ordine di oltre dieci miliardi di anni.

Una cosa che salta subito agli occhi, confrontando i diagrammi dei più vecchi ammassi aperti (a destra in altro, M67; a destra in basso, M3) con quelli di tutti gli ammassi globulari, è il fatto che, rispetto ai diagrammi dei primi, in quelli dei globulari si nota un’anomalia rappresentata da un gruppo di stelle abbastanza luminose, più brillanti e blu rispetto al punto di turn-off[4].

La teoria spiega pienamente la presenza di questo gruppo di stelle nel quadro dell’evoluzione stellare dell’ammasso.

Nell’immagine a sinistra si può vedere il diagramma dell’ammasso globulare M15, schematicamente rappresentato con le linee di età zero anziché con i puntini che rappresentano le singole stelle. Le sigle significano: HB, ramo orizzontale; GB, ramo delle giganti; MS, sequenza principale.

Vediamo allora cosa ci dice l’analisi comparata dei diagrammi, insieme alla teoria dell’evoluzione stellare.

Dopo aver la sciato la sequenza principale, una stella passerà circa 109 anni sul ramo delle subgiganti, che si trova appena sotto quello delle giganti. Durante questo periodo, l’idrogeno subisce le trasformazioni nucleari che lo trasformano in elio, e ciò avviene in un guscio che avvolge il nucleo della stella, che in quel momento è formato da elio inerte.

Infine, la stella raggiunge il punto più alto del ramo delle giganti. A questo punto l’elio del nucleo si accende (Flash dell’elio), e la stella si posiziona sul ramo orizzontale. La sua posizione su questo ramo dipende da quanta massa ha perso durante la fase di gigante rossa. Una volta che l’elio del nucleo si è consumato, la stella lascia il ramo orizzontale , avendo consumato lì circa lo stesso tempi che sul ramo delle giganti. La fase seguente, l’ultima, si consuma sul ramo asintotico, e la posizione sul ramo è sempre determinata dalla massa. Una stella sul ramo asintotico è una stella vecchissima, che subisce fasi di instabilità termica in cui perde grandi quantità di massa. Le stelle in questa fase dovrebbero dar luogo alla formazione di nebulose planetarie, ma in effetti finora se ne sono trovate ben poche nei globulari

Per concludere: abbiamo detto che tutti gli ammassi globulari che abbiamo scoperto nella (o intorno alla) nostra Galassia sono vecchissimi, avendo tutti oltre 10 miliardi di anni. Sarà dunque mai possibile osservare un giovane ammasso globulare, o addirittura un globulare ancora in fase di formazione?

La risposta è sì, e si trova nella scheda di NGC2070, nella costellazione del Dorado.

[1] Non sarebbe appropriato iniziare un discorso sugli ammassi aperti senza prima considerare quegli agglomerati di stelle noti come associazioni OB e le loro relazioni con gli ammassi aperti stessi. Questi due tipi di raggruppamenti di stelle hanno molto in comune, e in certi casi possono trovarsi strettamente legati.

Trovare una linea divisoria tra associazioni OB e ammassi aperti non è cosa facile: una differenza potrebbe essere quella dell’estensione lineare, che, nelle associazioni, è mediamente dell’ordine dei 100 pc. Il limite inferiore delle associazioni sembra essere dell’ordine dei 30 pc, e possiamo paragonare questa misura con il limite inferiore degli ammassi aperti, che si aggira sulla misura di 1 pc. L’estensione di un’associazione, tuttavia, è abbastanza difficile da determinare; la qualità di membro e quindi l’intrinseco diametro di ogni singolo gruppo stellare pone vari problemi, e la qualità di membro di un’associazione può andare insieme a quella di membro di un ammasso aperto: un ammasso aperto, infatti, può essere a sua volta membro di un’associazione, mentre non può darsi il caso contrario. Se ci si lascia passare la licenza, potremmo paragonare l’associazione ad una tribù e l’ammasso aperto al gruppo familiare.

Come gli ammassi aperti, anche le associazioni OB sono gruppi instabili, e sotto l’implacabile effetto della rotazione galattica esse vanno disperdendosi tra i circostanti campi stellari. Molte associazioni mostrano un’estrema ellitticità complessiva, mentre altre non presentano alcuna tendenza ad un’elongazione sul piano galattico, e ciò ci fornisce un indizio sull’età delle associazioni. Le stelle di un’associazione che sono più vicine al centro galattico si muovono ad una velocità maggiore rispetto a quelle che ne sono più distanti: di conseguenza, un’associazione lentamente va disperdendosi intorno al piano della Galassia.

[2] Un’eccezione abbastanza clamorosa a questa regola è costituita da NGC752, che, pur essendo uno degli ammassi galattici più vecchi che conosciamo, è anche abbastanza sparso non molto ricco. Ma questo ammasso ha anche un’altra caratteristica che può spiegare molte cose: in esso mancano del tutto, infatti, le stelle più deboli della magnitudine assoluta +4: ciò significa, probabilmente, che queste stelle meno massicce sono sfuggite da tempo al campo gravitazionale dell’ammasso che era quindi, una volta, decisamente più ricco.

[3] E questa, senza dubbio, è storia. Ma mi sia permesso considerare l’eventualità che, in effetti, le cose non stiano precisamente così. A pag. 48 del De Admirandis Coeli Characteribus, stampato a Palermo nel 1659 e quindi ben prima della scoperta di Ihle, G. B. Hodierna, straordinario e misconosciuto osservatore e catalogatore di nebulae, cita, tra le nebulae “insigni”, una “inter Leporem et Columbam”; e, in uno schizzo dei manoscritti di Vigevano, c’è un simbolo che indica una nebula proprio nella posizione in cui si trova l’ammasso globulare M 79. Certamente ciò è insufficiente ad affermare che Hodierna sia stato il primo ad osservare e a riconoscere come nebula un ammasso globulare. Ma non ci sembra comunque cosa da passare sotto silenzio.

[4] Chiamiamo punto di turn-off il punto in cui si interrompe la sequenza principale e i punti che rappresentano le stelle dell’ammasso virano verso il ramo delle giganti rosse.