Composizione chimica e osservazioni fotometriche

In alcune osservazioni dell’ammasso M4 `e stata notata una correlazione tra la posizione delle stelle nel diagramma CM in fase di gigante rossa e di ramo orizzontale e la loro composizione chimica.

5.2. Osservazioni fotometriche

Figura 5.5: In alto: posizione delle stelle riportate nei diagrammi CM nel- la parte bassa della figura. Da sinistra verso destra: diagramma C-M di tutte le stelle osservate nella regione di cielo delimitata dalle due circonfe- renze, diagramma CM delle stelle ritenute dell’ammasso e diagramma CM delle stelle di campo (non ritenute parte dell’ammasso). Immagine presa da Anderson et al. (2006)

Marino et al. (2008) hanno ricavato la composizione chimica di 105 gigan- ti rosse. Avendo trovato una bimodalit`a nelle composizioni, in particolare nelle abbondanze di O e Na, hanno suddiviso le stelle in due gruppi proprio in base al valore di [Na/Fe] e sono andati poi a vedere la posizione delle stelle dei due gruppi nel diagramma CM U vs U-B, molto interessante poich´e, a parit`a di magnitudine bolometrica e di temperatura effettiva, le magnitudini nei filtri ultravioletti potrebbero essere influenzate da variazioni nelle com- posizioni chimiche superficiali. I risultati sono mostrati in figura 5.6. Si pu`o

Figura 5.6: In basso a destra: numero di stelle in funzione di [Na/Fe]. Le due popolazioni sono suddivise dal valore [Na/Fe]=0.2. In grande: diagramma CM dell’ammasso M4. In rosso sono indicate le stelle appartenenti alla popolazione Na-rich, in blu quelle appartenenti alla popolazione Na-poor. Immagine presa da Marino et al. (2008)

vedere che, a parit`a di MU, le stelle pi`u ricche di sodio tendono ad avere un

valore pi`u alto di U-B. Nel grafico 5.7, a destra, `e indicata la posizione nel diagramma delle stelle dopo aver sottratto il valore di U-B alla magnitudine corrispondente calcolato con un fit della popolazione Na-poor. Il risultato `e che tra le due popolazioni c’`e un ∆(U − B) = 0.17 ± 0.02.

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E molto interessante anche il valore delle composizioni chimiche nelle stelle di ramo orizzontale orizzontale. I modelli di evoluzione stellare e di perdita di massa in fase di RGB, infatti, non riescono a spiegare in modo soddisfacente l’eccessiva estensione del ramo orizzontale di molti ammassi globulari nell’ipotesi di una singola popolazione stellare. Nel caso di pi`u popolazioni stellari la posizione sul ramo orizzontale dovrebbe essere cor- relata con l’abbondanza frazionaria di elio Y: a un Y pi`u alto dovrebbe corrispondere una temperatura effettiva pi`u alta in HB.

Come si pu`o vedere nel diagramma colore magnitudine in figura 5.5 il ramo orizzontale dell’ammasso M4 `e ben popolato sia a destra che a sinistra della striscia di instabilit`a in cui ci sono le stelle variabili RR Lyrae. Con il progredire delle tecniche di osservazione, negli ultimi anni si `e potuta misurare spettroscopicamente l’abbondanza di alcuni elementi nelle stelle di tutte le regioni del ramo orizzontale.

5.2. Osservazioni fotometriche

Figura 5.7: A sinistra: diagramma CM della parte alta del ramo delle giganti rosse dell’ammasso M4. Le stelle delle due popolazioni sono indicate come in figura 5.6. Al centro: rapporto tra il numero delle stelle delle due popolazioni in funzione della magnitudine nella banda U. A destra: posizione delle stelle nel diagrama CM dopo aver sottratto il valore di U-B derivante dal fit delle N-poor a quella magnitudine. Immagine presa da Marino et al. (2008)

danze di sodio e ossigeno. I dati riguardano 16 stelle della RHB (a destra della striscia di instabilit`a) e 6 stelle della BHB (a sinistra della striscia di instabilit`a) e sono stati ottenuti tramite gli spettrografi FLAMES/UVES e FLAMES/GIRAFFE al VLT. Le abbondanze di sodio sono state misurate in tutto il campione, quelle di ossigeno nelle 6 stelle della BHB e in due stelle della RHB. I risultati sono riportati in figura 5.8. ´E evidente una netta dif- ferenza nelle composizioni tra le due zone del ramo orizzontale: nella BHB le stelle sono pi`u ricche di sodio e pi`u povere di ossigeno, nella RHB sono pi`u povere di sodio e (dove misurato) pi`u ricche di ossigeno. Nel grafico sono riportate anche le abbondanze di sodio e ossigeno nelle stelle giganti rosse misurate da Marino et al. (2008): si pu`o notare che le composizioni delle stelle di ramo orizzontale sono compatibili con quelle delle due popolazioni delle giganti rosse, in accordo con l’ipotesi secondo cui le stelle delle due popolazioni stellari vanno a disporsi in regioni diverse del ramo orizzontale. Riguardo alle abbondanze di elio nelle stelle di ramo orizzontale citiamo infine il lavoro di Villanova et al. (2012), in cui le abbondanze di elio sono state misurate spettroscopicamente e stimate con metodi fotometrici. Le misure spettroscopiche di elio possono essere effettuate solo a temperatu- re effettive maggiori di 8500-9000 K, poich`e a temperature minori le righe dell’elio non sono visibili. Il ramo orizzontale di M4 `e molto esteso in tempe-

Figura 5.8: A sinistra: [Na/Fe] in funzione di [O/Fe] in stelle dell’ammasso M4. In blu sono indicate le stelle del ramo orizzontale blu, in rosso le stelle del ramo orizzontale rosso. Le x rosse indicano le stelle di cui non si `e misurata l’abbondanza di ossigeno. I quadratini grigi indicano la posizione nel grafico delle stelle giganti rosse le cui abbondanze sono state misurare da Marino et al. (2008). A destra: [Na/Fe] in funzione dell’indice di colore B-I per le stelle di ramo orizzontale. L’indice B-I indica la posizione delle stelle nel ramo orizzontale. Immagine presa da Marino et al. (2011)

ratura e quindi nelle stelle di BHB queste temperature vengono raggiunte. Tuttavia le misure nelle stelle con Tef f > 11500K non sono ritenute at-

tendibili, poich`e in queste stelle si prevede che i processi di sedimentazione gravitazionale dell’elio e di levitazione dei metalli abbiano alterato in super- ficie la composizione chimica originale (Grundahl et al., 1999; Pace et al., 2006).

Villanova et al. (2012) hanno misurato spettroscopicamente l’abbondan- za di elio in sei stelle della parte blu del ramo orizzontale. Il risultato `e un’abbondanza media di elio Y = 0.29 ± 0.01, sensibilmente pi`u alta dei valori di Y nella prima popolazione stellare che sono stimati a un valore di circa 0.25. Questa abbondanza di elio `e stata effettivamente riscontrata per l’ammasso globulare NGC 6752, di metallicit`a simile a M4, dove sono state effettuate misure spettroscopiche per stelle calde di ramo orizzontale ottenendo Y=0.25±0.01.

In realt`a secondo la teoria le abbondanze superficiali di elio nel ramo orizzontale potrebbero essere leggermente maggiori di quelle originali, con un aumento di Y pari a circa 0.015 per Z ≈ 0.001 (Sweigart, 1987). Infatti le stelle di ramo orizzontale hanno gi`a sperimentato il primo dredge up, che avviene in fase di gigante rossa, un fenomeno in cui la convezione affonda fino a zone in cui c’era stata combustione di idrogeno in elio in fase di

5.2. Osservazioni fotometriche

sequenza principale, aumentando quindi l’abbondanza di elio superficiale (vedi appendice A). L’argomento `e comunque oggetto di controversie perch`e non tiene conto di altri effetti (diffusione atomica, accelerazione radiativa, turbolenza), di conseguenza le stime non sono del tutto precise (Villanova et al., 2012).

Figura 5.9: Diagramma V vs B-V del ramo orizzontale dell’ammasso M4. Le linee continue sono fit manuali del ramo orizzontale di et`a zero nella zona rossa e nella zona blu della HB. Le linee tratteggiate sono i modelli di ZAHB di D’Antona et al. (2002) per Y=0.24 (la linea pi`u bassa) e per Y=0.28 (la pi`u alta). Immagine presa da Villanova et al. (2012)

Villanova et al. (2012) hanno anche stimato con tecniche fotometriche la differenza tra le abbondanze di elio nelle due zone del ramo orizzontale (RHB e BHB). L’idea `e fittare manualmente il ramo orizzontale di et`e zero nelle due regioni e confrontare le ZAHB cos`ı ottenute con quelle risultanti da modelli di evoluzione stellare. Infatti, come spiegato nel capitolo 2, si prevede che un aumento dell’abbondanza relativa di elio sposti la ZAHB a luminosit`a pi`u alte per Tef f < 20000K. La tecnica `e mostrata nel grafico

5.9, ottenuto dopo aver corretto gli effetti dovuti all’arrossamento. Anche in questo studio risulta che le stelle della BHB sono pi`u ricche di elio rispetto a quelle della RHB. La differenza ∆Y tra le due popolazioni stellari `e stimata in ∆Y ≈ 0.02 utilizzando i modelli di D’Antona et al. (2002) e in ∆Y ≈ 0.03

con i modelli di Catelan et al. (2009).