AMMASSI APERTI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

Gli ammassi aperti contengono solitamente da poche decine ad alcune centinaia di stelle. L'energia cinetica dei membri dell'ammasso, la rotazione differenziale della Via Lattea e i disturbi gravitazionali esterni tendono a disperdere progressivamente gli ammassi aperti. Tuttavia molti di loro sono abbastanza stabili; per esempio, le Plaiadi hanno molte centinaia di milioni di anni, ma tuttavia è ancora un grappolo piuttosto denso. Le distanze degli ammassi stellari aperti, ma anche delle associazioni, possono essere ottenute mediante le distanze fotometriche o spettroscopiche dei loro membri più brillanti. Per gli ammassi più vicini, in particolare per le Iadi, si può utilizzare il metodo della parallasse cinematica, che si basa sul fatto che le stelle di un ammasso hanno tutti la stessa velocità spaziale media rispetto al Sole.
In figura si possono osservare i moti propri delle Iadi. Tutte sembrano essere dirette allo stesso punto. Se θ è la distanza angolare di una data stella rispetto al punto di convergenza. L'angolo tra la velocità della stella e la linea di vista sarà anche θ. La componenti della velocità lungo la linea di vista e ortogonali ad essa, vr e vt, sono date da vr = v·cos θ, vt = v sin θ. La velocità vr radiale può essere misurata dallo Doppler spostamento dello spettro stellare. La velocità tangenziale vt è invece correlata al moto proprio μ (velocità angolare) e la distanza r: vt = μ·r. Così la distanza può essere calcolata:

r = v t μ = v · sin θ μ = v r μ · tan θ

Mediante questo metodo, le distanze delle singole stelle possono essere determinate dal movimento dell'ammasso come un tutto. Poiché il metodo delle parallassi trigonometriche è affidabile solo ad una distanza 30 pc, il metodo degli ammassi è un modo importante per determinare distanze stellari.

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La distanza della Iadi così ottenuta è di circa 46 pc. Le Iadi è l'ammasso aperto più vicino. Il diagramma HR osservato o il corrispondente diagramma colore-magnitudine delle Iadi e di altri ammassi stellari vicini mostrano stelle collocate in una sequenza principale molto stretta e ben definita. La maggior parte dei membri dell'ammasso sono stelle di sequenza principale; ci sono solo poche giganti. Ci sono anche molte stelle una magnitudine meno sopra la sequenza principale. Queste devono essere stelle binarie i cui componenti non sono stati risolti. Infatti consideriamo un binario, dove entrambi componenti hanno la stessa magnitudine e lo stesso indice di colore. Se questo sistema non è risolto, l'indice colore sarà ancora lo stesso, ma la magnitudine osservata sarà m - 0,75, ovvero poco meno di una magnitudine più luminosa.

Le sequenze principali degli ammassi aperti sono generalmente collocate nella stessa sezione del diagramma HR. Questo perché il materiale dal quale gli ammassi si sono formati ha una composizione chimica iniziale abbastanza costante. Negli ammassi più giovani la sequenza principale si estende dalle stelle più luminose e calde alle stelle delle ultime classi spettrali. Di solito si può vedere chiaramente il punto (turn-off point) nel diagramma dove la sequenza principale termina e si china verso il ramo gigante. Questo punto dipende fortemente dall'età dell'ammasso. Può quindi essere utilizzato per determinare l'età degli ammassi di aperti. Ammassi stellari sono di importanza centrale nello studio dell'evoluzione stellare. II diagrammi colore-magnitudine di ammassi stellari possono anche essere utilizzati per determinare le loro distanze. l metodo è chiamato fitting della sequenza principale. 4

Per mezzo delle misure multicolori, l'arrossamento a causa della polvere interstellare può essere rimosso dai colori osservati B - V delle stelle, ottenendo i colori intrinseci (B - V)0. La maggior parte degli ammassi sono così lontani da noi che si può considerare che tutti i membri dell'ammasso abbiano stessa distanza da noi.

Il modulo di distanza m v − M V = 5 lg r 10 pc sarà poi lo stesso per tutti i membri. Si è ipotizzato che l'estinzione a causa della polvere interstellare AV sia determinata dalla fotometria multicolore e il suo effetto sia stato rimosso dalla magnitudine visuale osservata. Quando il diagramma colore-magnitudine osservato dell'ammasso è tracciato utilizzando la magnitudine apparente mV piuttosto che la magnitudine assoluta MV sull' asse verticale, l'unico cambiamento sarà che la posizione del sequenza principale viene spostata verticalmente di una quantità corrispondente al modulo di distanza. Il diagramma osservato mV può ora essere confrontato con quello delle Iadi e lo schema utilizzato come standard. Dal richiedere che le sequenze principali dei due diagrammi siano d'accordo, il modulo di distanza e quindi la distanza può essere determinato. Il metodo è molto accurato e efficiente e può essere usato per determinare le distanze di ammassi per molti kiloparsec.