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Un diario di cose celesti

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La migrazione delle vagabonde blu

22 Dec 2012 11:40 AM – Michele Diodati

L'età dinamica di un ammasso globulare non sempre corrisponde alla sua età cronologica. Uno studio condotto da ricercatori italiani dimostra che questi antichissimi superstiti dell'universo primordiale possono mantenersi straordinariamente giovani oppure invecchiare in modo catastrofico, con il repentino collasso del nucleo, causato dallo sprofondamento degli oggetti massicci verso il centro.

L'ammasso globulare NGC 6388, ripreso con lo strumento ACS del telescopio spaziale Hubble. Cortesia: NASA, ESA, F. Ferraro (Università di Bologna)

L'ammasso globulare NGC 6388, ripreso con lo strumento ACS del telescopio spaziale Hubble. Cortesia: NASA, ESA, F. Ferraro (Università di Bologna)

Gli ammassi globulari sono densi "palloni" di stelle, tutte concentrate in pochi anni luce con una distribuzione via via crescente dalla periferia verso il centro. Nella sola Via Lattea si contano oltre 150 globulari, con popolazioni che variano da alcune migliaia a diversi milioni di stelle. La gravità è il collante che tiene insieme queste grandi famiglie stellari, i cui membri, a causa della distanza relativamente breve che li separa, sono sottoposti a una serie estremamente complessa di relazioni dinamiche, in costante evoluzione.

È proprio allo studio di tali relazioni dinamiche che si è dedicato un gruppo di ricercatori, coordinato dall'italiano Francesco Ferraro del Dipartimento di Fisica e Astronomia dell'Università di Bologna. In uno studio pubblicato il 20 dicembre 2012 su Nature, il prof. Ferraro e il suo gruppo propongono un nuovo metodo per stimare il grado di evoluzione dinamica di un ammasso globulare. Ciò che la ricerca punta a mettere in evidenza è la differenza che esiste tra l'età cronologica di un ammasso e il grado di trasformazione intervenuto nella distribuzione delle stelle che lo compongono, a partire dall'epoca della formazione.

I ricercatori hanno analizzato 21 ammassi globulari, tutti più o meno coevi, avendo età comprese tra 12 e 13 miliardi di anni (l'unica eccezione è Palomar 14, relativamente più giovane con i suoi 10,5 miliardi di anni). Ciò che è risultato dalle analisi svolte è che, a dispetto della comune età, lo stadio evolutivo degli ammassi esaminati differisce alquanto. Vi sono ammassi che non hanno subito significative trasformazioni dinamiche, come Omega Centauri, altri che sono giunti invece al termine di un complesso processo di redistribuzione delle masse stellari: è il caso di M80 e M30. Per dirla in modo più semplice, sembra che non tutti gli ammassi globulari siano invecchiati allo stesso modo: alcuni sono rimasti dinamicamente giovani nonostante la veneranda età, altri invece mostrano tutti i segni del tempo trascorso.

La composizione mostra 9 dei 21 ammassi globulari analizzati dal gruppo guidato dal prof. Ferraro. In alto, M4, Omega Centauri, M80. Al centro: M53, NGC 6752, M13. In basso: M4, NGC 288, 47 Tucanae. Cortesia: ESO / NASA / ESA / The Hubble Heritage Team

La composizione mostra 9 dei 21 ammassi globulari analizzati dal gruppo guidato dal prof. Ferraro. In alto, M4, Omega Centauri, M80. Al centro: M53, NGC 6752, M13. In basso: M4, NGC 288, 47 Tucanae. Cortesia: ESO / NASA / ESA / The Hubble Heritage Team

Avendo quasi la stessa età dell'universo, gli ammassi globulari hanno esaurito da molti miliardi di anni le proprie capacità di formazione stellare. Le stelle più massicce hanno concluso ben presto il proprio ciclo vitale, lasciando dietro di sé cadaveri compatti: buchi neri, stelle di neutroni, nane bianche. Resta una popolazione di stelle vecchissime di massa relativamente modesta, piuttosto povere di metalli, per lo più di colore rosso, dette di Popolazione II. Molte sono le stelle che hanno già abbandonato la sequenza principale: un gran numero di giganti rosse e stelle ancora più evolute, distribuite sul cosiddetto ramo orizzontale del diagramma H-R.

Ma negli ammassi globulari sono presenti anche stelle più blu e più massicce delle altre, che appaiono inspiegabilmente giovani. Sono le vagabonde blu ("blue stragglers"), così chiamate perché la loro posizione sul diagramma H-R non corrisponde alla linea evolutiva tipica delle stelle che formano la popolazione dominante di questi antichissimi ammassi. Secondo la teoria oggi prevalente, le vagabonde possono formarsi in due modi: o per collisione tra due stelle, evento considerato probabile soprattutto nel nucleo sovraffollato degli ammassi, o per vampirismo, un fenomeno per cui una stella meno massiccia strappa materia a una più massiccia, all'interno di un sistema binario molto ravvicinato (questa seconda causa è considerata la sola possibile nelle periferie degli ammassi).

Il grafico illustra i due probabili meccanismi di formazione delle vagabonde blu. La sequenza in alto mostra una formazione per collisione, la sequenza in basso per vampirismo. Cortesia: F. Ferraro / Cosmic-Lab

Il grafico illustra i due probabili meccanismi di formazione delle vagabonde blu. La sequenza in alto mostra una formazione per collisione, la sequenza in basso per vampirismo. Cortesia: F. Ferraro / Cosmic-Lab

Quale che sia il meccanismo di formazione, il risultato è la nascita di una stella più blu, più calda, più luminosa, ma soprattutto mediamente più massiccia delle vicine. Per tali caratteristiche, le vagabonde blu si sono rivelate ottimi indicatori per misurare il grado di evoluzione dinamica degli ammassi globulari. A causa della loro pesantezza, tendono infatti a precipitare progressivamente verso il nucleo degli ammassi. È un po' come se si mettesse una manciata di biglie in un vaso di miele: le biglie finiranno prima o poi per depositarsi sul fondo, trascorso un tempo più o meno lungo in ragione del loro peso e della densità del miele.

Misurando in modo certosino la distribuzione delle vagabonde blu nei 21 ammassi studiati, i ricercatori hanno scoperto che in alcuni di essi il processo di "affondamento" verso il nucleo non è forse neppure cominciato. Quanto meno non è visibile. A questa prima famiglia di globulari appartengono Omega Centauri, NGC 2419 e Palomar 14. In essi, la distribuzione delle vagabonde blu dipende più dalle condizioni iniziali di formazione dell'ammasso che da interazioni dinamiche avvenute successivamente.

È stata poi individuata una seconda e più numerosa famiglia, comprendente quattordici ammassi (tra i quali 47 Tucanae, ricco di milioni di stelle nonché di un vasto assortimento di oggetti esotici). La distribuzione delle vagabonde in questi ammassi, confrontata con quella delle giganti rosse e/o delle stelle del ramo orizzontale, mostra una curva tipica, caratterizzata da un picco di concentrazione verso il centro, seguito da una regione più o meno vuota, a sua volta seguita da una regione periferica dove la concentrazione delle vagabonde risale e non si discosta da quella del campione con cui è stata confrontata.

La regione vuota indica il confine attualmente raggiunto in un ammasso dai processi di frizione dinamica, che stanno causando l'"affondamento" delle vagabonde blu verso il centro. Con il passare del tempo, la regione vuota si sposta sempre più verso l'esterno, a mano a mano che un numero sempre maggiore di vagabonde migra verso il cuore dell'ammasso. Più la regione senza vagabonde blu è vicina al centro, più l'ammasso è dinamicamente giovane: è il caso di M53 e NGC 288. Più, invece, il picco minimo di vagabonde si trova vicino alla periferia dell'ammasso, più elevato è il grado di evoluzione dinamica raggiunto: è il caso di M92 e NGC 6752.

Un'animazione che illustra il processo dinamico che porta gradualmente le vagabonde blu a "precipitare" verso il centro di un ammasso globulare. Cortesia: ESO / NASA / ESA, L. Calcada, F. Ferraro

È stata poi individuata una terza e ultima famiglia di ammassi globulari, che comprende quattro membri: M75, M79, M80 e M30. In questi ammassi la curva di distribuzione delle vagabonde blu mostra un forte picco di concentrazione verso il centro, seguito da un rapido declino, senza alcuna risalita della concentrazione verso l'esterno. Ciò indica che si tratta di ammassi giunti al termine della loro evoluzione dinamica, nei quali si è già verificata la fase catastrofica del collasso del nucleo. Si tratta di una violenta e repentina contrazione del nucleo dell'ammasso, con lo sprofondamento di tutti gli oggetti massici verso il centro. In passato si riteneva che questa fase preludesse alla formazione di un massiccio buco nero centrale, in grado di agire come una sorta di calamita gravitazionale per tutti gli oggetti in caduta verso il nucleo. Oggi si sa, invece, che una complicata serie di interazioni gravitazionali impedisce che il nucleo collassato scompaia in un buco nero: le stelle restano miracolosamente in equilibrio reciproco, sebbene addossate le une alle altre con una densità incomparabilmente maggiore di quella tipica della regione galattica in cui si trova il sistema solare.

Dei quattro ammassi appartenenti alla terza famiglia, M75 sembra essere quello dinamicamente più giovane, M80, invece, il più vecchio. Considerando tutti insieme i 21 ammassi globulari, M80 è quello messo peggio dal punto di vista dinamico, mentre Omega Centauri quello che appare in uno stato di "forma" migliore. Questa differenza ha probabilmente a che fare con l'origine dei singoli ammassi. Omega Centauri, per esempio, è considerato il resto di una galassia nana fagocitata in un lontano passato dalla Via Lattea piuttosto che un genuino ammasso globulare. Ciò spiegherebbe perché non mostra segni di segregazione di massa verso il centro («infatti, nessun segno di segregazione di massa è previsto in sistemi senza collisioni» riporta il testo dell'articolo pubblicato su Nature).

Nei tre ammassi inclusi nella famiglia I la frequenza di vagabonde blu (pallini blu) a differenti distanze dal centro non si discosta in modo significativo da quella del campione di riferimento costituito da giganti rosse o stelle del ramo orizzontale (barre colorate in grigio). Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Nei tre ammassi inclusi nella famiglia I la frequenza di vagabonde blu (pallini blu) a differenti distanze dal centro non si discosta in modo significativo da quella del campione di riferimento costituito da giganti rosse o stelle del ramo orizzontale (barre colorate in grigio). Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Negli ammassi globulari della Famiglia II, la concentrazione di vagabonde blu rispetto alla popolazione stellare di riferimento ha un picco in corrispondenza del nucleo, seguito da un declino che raggiunge il minimo di frequenza in corrispondenza delle frecce nere etichettate Rmin. Quello è il punto che segna la distanza dal centro del confine presso il quale è giunto il processo di migrazione delle vagabonde blu. La loro frequenza risale dopo quel confine, raggiungendo valori simili a quelli della popolazione di riferimento. Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Negli ammassi globulari della Famiglia II, la concentrazione di vagabonde blu rispetto alla popolazione stellare di riferimento ha un picco in corrispondenza del nucleo, seguito da un declino che raggiunge il minimo di frequenza in corrispondenza delle frecce nere etichettate Rmin. Quello è il punto che segna la distanza dal centro del confine presso il quale è giunto il processo di migrazione delle vagabonde blu. La loro frequenza risale dopo quel confine, raggiungendo valori simili a quelli della popolazione di riferimento. Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Nei quattro ammassi della Famiglia III c'è un picco di concentrazione di vagabonde blu in corrispondenza del centro e poi un rapido declino, senza ulteriore risalita. Sono questi gli ammassi più vecchi dal punto di vista dinamico, indicando la curva che il processo di migrazione delle vagabonde blu verso il centro ha interessato ormai l'intero ammasso fino alla periferia. Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Nei quattro ammassi della Famiglia III c'è un picco di concentrazione di vagabonde blu in corrispondenza del centro e poi un rapido declino, senza ulteriore risalita. Sono questi gli ammassi più vecchi dal punto di vista dinamico, indicando la curva che il processo di migrazione delle vagabonde blu verso il centro ha interessato ormai l'intero ammasso fino alla periferia. Cortesia: R. Ferraro et al., "Dynamical age differences among coeval star clusters as revealed by blue stragglers"

Riferimenti

Tag: vagabonde blu, ammassi globulari, Omega Centauri, M80, articoli

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