Ammassi aperti e globulari
Guardando il cielo nelle serate particolarmente limpide, è possibile distinguere delle regioni caratterizzate da una certa nebulosità, meno brillanti di come ci appaiono le stelle singole. Usando uno strumento come ad esempio un binocolo o ancor meglio un telescopio, tali regioni possono essere distinte e si rivelano come, ad esempio, nebulose, galassie (vedi pagina "Le galassie") o ammassi stellari. Questi ultimi sono “insiemi” di stelle e vengono distinti in due tipi: ammassi aperti e globulari.
Gli ammassi globulari
Un ammasso globulare è un insieme sferoidale di stelle che orbitano intorno al centro delle galassie come la nostra (nell'immagine a destra si vede l'ammasso globulare M80).
Le stelle che compongono gli ammassi globulari sono vecchie (si stima che la loro età sia compresa tra i 12 e i 16 miliardi di anni). Per questo motivo la determinazione dell'età degli ammassi globulari è importante per stimare l’età dell’universo: quest’ultimo dovrà sicuramente essersi formato per primo e quindi essere ancora più vecchio.
La densità delle stelle è molto elevata (in media, circa 0.4 stelle per parsec cubico, aumentando a 100 o 1000 stelle per parsec cubico nel nucleo dell'ammasso).
La formazione delle stelle negli ammassi è probabilmente avvenuta in seguito al collasso, dovuto alla forza di gravità, di un'unica nube di gas; le stelle nate da questo processo sono rimaste legate le une alla altre, invece di disperdersi nello spazio, grazie, ancora una volta, all’attrazione gravitazionale. Per questo motivo, le stelle di un ammasso si sono formate contemporaneamente e con la stessa composizione chimica; l'unica cosa che le differenzia è la massa.
L'età può essere stimata studiando il diagramma HR dell'ammasso: la posizione di ogni stella sul diagramma varia con la sua età e quindi la curva che si forma può essere usata per misurare l'età complessiva dell'ammasso di stelle.
Studi recenti hanno mostrato che la nostra galassia ospita circa 200 ammassi globulari e che essi sono presenti, a volte in numero maggiore, anche nelle galassie esterne alla nostra.
Gli ammassi aperti
Quando parliamo di ammassi aperti intendiamo, come nel caso precedente, dei sistemi di stelle legati gravitazionalmente ma con caratteristiche diverse da quelle degli ammassi globulari.
Come prima osservazione possiamo notare che gli ammassi
aperti non presentano la struttura a forma di sfera che era caratteristica degli ammassi globulari e che sono molto più piccoli di questi. I diametri tipici degli ammassi aperti, infatti, sono dell’ordine di 10 parsec anche se, per alcuni di
essi, si possono raggiungere i 20 - 30 parsec (in ogni caso minori dei 40 parsec che corrispondono al diametro minimo di un ammasso globulare).
Gli ammassi aperti variano da esempi di insiemi di poche stelle poco concentrate fino a larghi agglomerati contenenti migliaia di stelle; di solito consistono in un nucleo più denso, circondato da una "corona" diffusa di stelle meno vicine fra loro. Il
nucleo misura di solito 3-4 anni luce di diametro, mentre la corona può estendersi fino a 20 anni luce dal centro dell'ammasso. Una tipica densità di stelle nelle regioni centrali è di circa 1.5 per anno luce cubico (per confronto, la densità
di stelle nella regione galattica in cui si trova il Sole è di circa 0.003 stelle per anno luce cubico).
Le stelle che formano questo tipo di ammassi
hanno probabilmente tratto origine dalla medesima nube di gas interplanetario e di conseguenza hanno tutte la medesima composizione chimica. Esse sono giovani e di colore blu.
Per
questo motivo la nube molecolare "genitrice" è a volte ancora associata all'ammasso, che ne illumina alcune parti che diventano visibili come una o più nebulose, come si vede nell'ammasso delle Pleiadi nella figura accanto.
Analizzando la luce proveniente da un ammasso aperto, è possibile stimare la sua età, misurando il rapporto tra le abbondanze di stelle blu, gialle e rosse. Una grande abbondanza di stelle blu indica che l'ammasso aperto è molto giovane.
Un altro metodo per il calcolo dell'età consiste nel creare un diagramma Hertzsprung-Russell sulle stelle dell'ammasso aperto: gran parte di esse giace sulla sequenza principale. Le stelle più massicce hanno iniziato invece ad evolversi in giganti rosse;
il punto in cui emerge sul diagramma l'uscita delle stelle dalla sequenza principale può essere utilizzato per determinare l'età dell'ammasso (è lo stesso metodo che si utilizza per il calcolo dell'età degli ammassi globulari).
Ad esempio, osservando la figura
a fianco, possiamo affermare che l'ammasso M67 (puntini gialli) è più giovane di NGC 188 (puntini azzurri).
L'età della gran parte degli ammassi aperti è compresa fra 1 milione e 10 milioni di anni.
Nella nostra galassia sono conosciuti più di 1100 ammassi aperti.
Magnitudine totale degli ammassi
Come visto nella pagina "Magnitudine", la luminosità totale di una sorgente astronomica estesa, come ad esempio un pianeta, una galassia, un ammasso stellare o una cometa, sono espresse dalla loro magnitudine integrata, che si ricava a partire dalla magnitudine superficiale (msup), che indica la magnitudine di una porzione standard (di norma pari a 1 arcsec2) della sorgente estesa. Se un oggetto esteso ha msup uniforme (cioè ha la stessa magnitudine superficiale su ogni porzione di sorgente), detta A la sua area (espressa nelle medesime unità dell’area a cui si riferisce la msup) avremo:
\( m_{integrata} = m_{sup} - 2.5 \cdot \log{A} \)
Se un oggetto esteso e uno puntiforme hanno la stessa magnitudine, vuol dire che riceviamo da essi la stessa quantità totale di luce; tuttavia l’oggetto esteso sarà molto più difficile da osservare di quello puntiforme, poiché la sua luce è dispersa su un’area.
La magnitudine superficiale ci fornisce un’indicazione di quanto la sorgente estesa è facilmente osservabile in contrasto con la luminosità intrinseca del cielo.
La magnitudine superficiale del cielo notturno allo Zenith nella banda V è Vcielo ~21.9 mag/arcscec2
Bibliografia
INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste
Wikipedia - Ammasso globulare
Wikipedia - Ammasso aperto