Ammassi aperti, ammassi globulari, associazioni stellari

Le stelle si presentano spesso a gruppi detti ammassi stellari. Vi sono ammassi aperti (detti anche galattici) e ammassi globulari. Gli ammassi globulari non si trovano dentro il disco ma intorno al disco, in una regione grosso modo sferica, avente il raggio equatoriale maggiore di quello del disco galattico, chiamata alone o corona. L'alone contiene anche un po' di stelle sparse. La concentrazione degli oggetti dell'alone diminuisce con l'aumentare della distanza dal disco. Quindi la materia galattica non è distribuita uniformemente nella Galassia; le zone tra le spire ad esempio contengono poca materia rispetto a quella presente nei bracci di spirale.

Ammassi aperti o galattici

Si osservano difficilmente perché la loro caratteristica di ammasso non è sempre evidente e spesso può essere rivelata solo dal confronto delle velocità delle singole componenti (uguali nella stessa direzione e nello stesso verso) o dal diagramma HR disegnato per le sole stelle dell'ammasso. Inoltre, l'assorbimento interstellare, molto intenso sul piano galattico, può rendere la loro scoperta addirittura impossibile. Ne conosciamo più di 1.000, ma poiché questi si trovano quasi tutti entro 2 Kpc di distanza da noi, ce ne devono essere molti di più in tutta la Galassia, certamente molte migliaia. Il numero di stelle contenute in tali ammassi va da poche unità a molte centinaia. Le loro dimensioni non superano in genere i 10 pc.

Ammassi globulari

Contengono invece decine di migliaia di stelle, quelli più ricchi sino a 1 milione e oltre. Le loro dimensioni vanno da 50 a 100 pc. Si osservano con facilità perché si trovano nell'alone galattico (o corona), tutt'intorno al piano galattico. Vi è però qualche difficoltà ad osservare quelli prossimi all'equatore galattico per l'assorbimento prodotto dalla materia interstellare e per il grande numero di stelle là ubicate. Intorno alla Via Lattea ne sono stati scoperti sinora 146 (1996 - W.E. Harris), ma si ritiene che ve ne siano ca. 200. In base alla densità stellare si distinguono 12 classi, dagli ammassi più compatti di classe 1), ai più rarefatti di classe 12); M13 rientra nella classe 5). Benché si trovino fuori dal corpo principale della Galassia, sono considerati oggetti galattici in quanto legati gravitazionalmente alla Galassia. Lo stesso avviene per molte altre galassie e alcuni telescopi riescono a scorgerli (senza peraltro studiarli in dettaglio) a grandi distanze: ad esempio attorno alla galassia M87 si possono scorgere centinaia di ammassi globulari. Nel 1990 Harris e Pritchet hanno fotografato in NGC6166, membro dell'Ammasso di galassie "Abell 2199", un ammasso globulare a ben 375 milioni di a.l. Gli antichi conoscevano solo Omega Centauri catalogato però da Tolomeo come una "stella nebbiosa". Infatti, anche se sono molto estesi e concentrati, la loro distribuzione e posizione nell'alone galattico fa sì che essi siano tutti abbastanza lontani da non poter essere visti facilmente ad occhio nudo. A differenza degli ammassi aperti (che sono sparpagliati), i componenti dei globulari sono vicini con distribuzione pressoché sferica con concentrazione delle stelle crescente verso il centro. Nelle fotografie. La zona centrale di tali globulari appare come un unico corpo brillante perché le stelle si confondono una con l'altra. Esse possono distare tra loro sino a giorni e addirittura ad ore luce. Ovviamente resta sempre molto spazio tra loro: le stelle sono molto piccole rispetto alle loro interdistanze. Le stelle di un ammasso tendono ad andarsene per la loro strada, secondo la legge d'inerzia, ma l'attrazione gravitazionale le tiene legate all'ammasso. La tendenza dell'ammasso è, tuttavia, quella di perdere stelle. E' solo questione di tempo e di tempo ce n'è tanto. Le stelle di un ammasso hanno una certa probabilità di avvicinarsi e di perturbarsi reciprocamente. Un avvicinamento può significare per qualche stella una diminuzione della velocità e per qualche altra un aumento. Così di tanto in tanto (su tempi molto lunghi) qualche stella se ne va, perché ha assunto una velocità sufficientemente elevata e l'ammasso piano piano si impoverisce. Nel contempo l'ammasso è soggetto a forze disgregatrici dovute a masse concentrate qua e là nella Galassia e specialmente nei bracci aspirale, che tra l'altro hanno una rotazione differenziale tra loro. Quindi un ammasso prima o poi è destinato a dividersi. Un ammasso globulare è comunque meno soggetto allo sfaldamento e alla dispersione in stelle rispetto ad un ammasso aperto. Gli ammassi aperti si trovano infatti nel disco galattico e hanno un numero di stelle minore, quindi la forza che si oppone alla disgregazione è meno cospicua. Un ammasso galattico dovrebbe essere disperso in ca. 500 milioni di anni, mentre occorrono almeno 100 miliardi di anni per un ricco ammasso globulare. Poiché oggi si osservano ammassi galattici e poiché la Galassia esiste da almeno 10 miliardi di anni ca., gli ammassi galattici che osserviamo devono essersi formati quando la Galassia già esisteva, e quelli più poveri di stelle prima di quelli più ricchi. Gli ammassi globulari, invece, possono esserci stati, così come sono, anche se con molte stelle in più fin dal tempo della formazione della Galassia. Infine, gas interstellare e polveri non sono mai associati a stelle di popolazione II (ubicate nell'alone galattico). Negli ammassi globulari, infatti, per quanto se ne sa, non vi sono tracce di gas, né di polveri. Il collasso delle stelle negli ammassi globulari viene evitato perché si creano nel loro centro gruppi di stelle binarie a contatto. I rapidi moti orbitali di tali stelle agiscono come serbatoi di energia a disposizione delle altre stelle, che aumentano la velocità, facendo espandere la struttura. E' probabile che gli ammassi vivano cicli completi di espansione e contrazione. Infine, è stato visto che nel loro centro non vi sono buchi neri. Verso il 1920 Shapley dimostrò che la distribuzione degli ammassi globulari era eccentrica rispetto al Sole e che quindi, assumendo per semplicità che gli ammassi stessi fossero disposti attorno al centro galattico, il Sole si trovava nella periferia del sistema stellare: si pensava prima di tale momento (un po' come un'appendice alla rivoluzione copernicana) che il Sole fosse al centro della Via Lattea. Proprio misurando la distanza di tali ammassi, assegnava alla Galassia un diametro di ca. 300 mila a.l. Gli ammassi globulari sono formati da stelle di popolazione II, le stelle che si trovano nell'alone galattico.

Associazioni stellari

Si tratta di gruppi di stelle che possiedono eguali proprietà fisiche. In questi gruppi, l'attrazione gravitazionale reciproca è molto debole e non riesce a tenere legate le stelle componenti. Cosicché queste se ne vanno rapidamente, in pochi milioni di anni il gruppo è disgregato. E le sue stelle, irriconoscibili come elementi di un'associazione stellare, si trovano disperse nel campo generale delle stelle. Poiché tali associazioni esistono e si osservano, deve trattarsi di gruppi di recente formazione. Da qui l'idea che la formazione di stelle sia stato e sia un fenomeno continuo sin dall'inizio dell'Universo. Le più note associazioni stellari sono le associazioni "O", composte da ca. 100 stelle di tipo spettrale compreso tra O e B2, che occupano un volume con diametro tra 30 e 200 parsec. In gran parte le associazioni O sono così legate agli ammassi aperti che le stelle delle associazioni formano una cornice attorno uno o più ammassi. Accanto alle associazioni si trova sempre materia interstellare, spesso sotto forma di nebulose diffuse; per alcune è stato osservato un moto di espansione, come nel caso di una associazione nell'Unicorno, legata a NGC2264 e NGC2244, così come per I Lac (nella Lucertola) e per II Per (in Perseo). Le singole velocità delle varie stelle nelle associazioni sono di alcuni Km/sec., e dal loro valore è possibile risalire all'età dell'associazione. I Lac ha così un'età di 4,2 (e II Per di 1,5) milioni di anni; le associazioni O sono quindi oggetti estremamente giovani. Può anche accadere che alcune stelle di tipo O oppure B si siano allontanate di molto dal luogo originario dell'associazione: è questo il caso delle stelle AE Aurigae, Mu Colombae e 53 Arietis che fanno parte dell'associazione di Orione, dalla quale si allontanano con velocità di 128 Km/sec. (53 Arietis a 80 Km/sec.). Le associazioni "T" contengono un centinaio di stelle variabili del tipo T Tauri e anche esse sono fisicamente collegate a nebulose. Tali associazioni non sembrano numerose a causa della bassa luminosità delle stelle del tipo T Tauri; appaiono concentrate in Orione e nel Toro.

Diagramma HR degli ammassi stellari

L'età degli ammassi si stabilisce costruendo un diagramma nel quale vengono correlate luminosità e temperatura delle stelle che lo compongono. La maggior parte degli astri si dispone lungo la sequenza principale (SP) che corrisponde alla loro fase di vita stabile nella quale bruciano l'idrogeno contenuto nel nucleo. Ora la SP appare troncata molto più in basso negli ammassi vecchi come il globulare M3 o l'ammasso aperto M67, e molto più in alto in quelli giovani, come le Pleiadi o NGC2362 (ammasso aperto nel Cane maggiore e appare meno luminoso di M41); tale fatto si spiega considerando che il tempo di vita di una stella è inversamente proporzionale al cubo della sua massa: una stella di 10 masse solari vive solo 1/1000 del Sole. Negli ammassi giovani, pertanto, solo le stelle di massa maggiore hanno già finito la loro esistenza stabile, lasciando la SP, mentre gli astri piccoli e medi vi sono ancora presenti. Negli ammassi più vecchi, invece, anche le stelle più piccole hanno lasciato la SP, che appare ridotta solo alla parte terminale. Diagrammi di questo tipo servono per calcolare l'età dei singoli ammassi, anche se le indicazioni che si possono avere sono solo approssimative. Si è visto che mentre l'età degli ammassi aperti va da 1 milione a 10 miliardi di anni, quella degli ammassi globulari si situa mediamente su questo ultimo valore.
Se si considera un gruppo di stelle formatesi contemporaneamente (ammasso aperto o globulare), allora la rispettiva sequenza principale termina in un punto che è indicativo dell'età dell'ammasso: questo perché le stelle a sinistra in alto presentano il minor tempo di permanenza sulla sequenza principale. Se ad esempio, la biforcazione si trova in corrispondenza di stelle aventi una luminosità 70 volte e una massa 3 volte quella del Sole, allora l'età dell'ammasso è (secondo il diagramma) di ca. 350 milioni di anni.

Popolazioni stellari

Possiamo applicare il diagramma HR anche ai tre gruppi stellari che si sono visti in precedenza. Se si fanno i diagrammi HR per l'ammasso globulare M3 e quello classico per le stelle delle vicinanze del Sole, si ottengono risultati ben diversi. Potrebbe essere una peculiarità dell'M3; ma non è così: il diagramma HR tipico dell'M3 è tipico degli ammassi globulari. Ciò ha portato a stabilire l'esistenza di due tipi di popolazioni stellari: una per i bracci a spirale (Popolazione I) e un'altra per gli ammassi globulari (Popolazione II). Successive analoghe ricerche sui nuclei delle galassie hanno poi mostrato che anche questi sono costituiti da stelle di popolazione II. Fu A. Baade nel 1943 dall'Osservatorio di Monte Wilson (2,5mt.), approfittando del fatto che a Los Angeles erano state oscurate le luci per timore di un attacco giapponese, a distinguere per primo le stelle di Popolazione II (rosse - negli a. globulari) e di Popolazione I (blu - negli a. aperti). E quando fu accertata, tramite la spettroscopia, l'esistenza delle due popolazioni stellari, si chiarì che ciascuna popolazione ha un tipico diagramma HR. Il diagramma HR di un ammasso mostra chiaramente la mancanza di buona parte della regione superiore della sequenza principale. Invece, dalla sequenza principale, all'altezza delle stelle di tipo spettrale F0, si sviluppa un ramo verso destra e verso l'alto sino alla regione delle giganti rosse. Il diagramma contiene anche parecchie stelle all'altezza della magnitudine assoluta zero disposte su un ramo pressoché orizzontale, che dalla zona delle giganti va verso la parte superiore (mancante) della sequenza principale. Infine, la zona corrispondente al tipo spettrale A0 e alla magnitudine assoluta zero, priva di stelle nel diagramma HR primitivo, è qui ricca di stelle del tipo RR Lyrae. La composizione chimica delle stelle di tali ammassi è diversa da quella delle stelle dei bracci di spirale. Essenzialmente si tratta di stelle nelle quali vi è una forte deficienza (e talvolta mancanza) di elementi pesanti. Alcune di queste sono formate, pertanto, di soli idrogeno e elio. Gli stessi risultati si ottengono con le stelle sparse nell'alone galattico. Pertanto queste appartengono alla popolazione II. Se facciamo qualche diagramma HR per qualche ammasso galattico, ritroviamo essenzialmente la sequenza principale già trovata nel diagramma HR delle stelle di popolazione I. Tuttavia, tra i diagrammi HR relativi ad ammassi galattici diversi vi sono sempre delle differenze riguardanti, soprattutto, l'estensione della sequenza principale. In vari di essi si nota la mancanza di un tratto più o meno lungo della parte superiore della sequenza principale. Là dove questo succede, si hanno, invece, stelle spostate a destra, dalla parte delle giganti rosse. Tale fatto può servire a determinare la c.d. età dell'ammasso. Se guardiamo verso il centro della Galassia, come già detto, abbiamo fra le grandi nubi di gas e polveri alcune finestre. Una, con assorbimento di 2 sole magnitudini, si trova a 4° sotto il centro galattico vedendo attraverso il rigonfiamento centrale. Data la distanza, 4° corrispondono a 600 pc e, relativamente alle dimensioni con cui abbiamo a che fare, 600 pc non sono molti. Ebbene, tra le stelle così osservate, appartenenti al nucleo centrale della Galassia, vi sono molte variabili del tipo RR Lyrae, classiche stelle di popolazione II. 

Ammassi globulari

Ammassi aperti

Associazioni stellari

50 - 100 pc

Meno di 10 pc

30 - 200 pc

10⁴ - 10⁵

10² - 10³

10² - 10³

10⁴ - 10⁵

50 - 10³

10 - 100?

Rosso

Rosso e Blu

Blu

-5 - -9

0 - -10

-6 - -10

0,5 - 10³

0,1 - 10

- di 0,01

146

Più di 1.000

80

Popolazione I

Popolazione II

Blu

Rosso

Giganti blu

Giganti rosse

Alto

Basso

10⁶ - 10⁸ anni

ca. 10¹⁰ anni

Disco

Alone e Nucleo

Galattici e Associazioni

Globulari