Pleiadi

Le Pleiadi sono l'ammasso per cui si ha il maggior numero di stelle con osservazioni del Li superciale (113), con un intervallo di temperature da 4000 a 6500 K; come nel caso di α Perseo, anche le Pleiadi sono un ammasso giovane (età ∼ 140 Myr) per cui il prolo del Li è determinato dalla sola deplezione nella fase di pre-sequenza.

Nella gura 5.4 sono riportate le abbondanze del Li superciale calcolate per l'inter-

vallo di valori di αP M S che meglio riproduce i risultati delle osservazioni (αP M S = 1.00,

1.40, 1.80), confrontate con i dati di Sestito & Randich (2005). Come si vede per le stelle più calde (Tef f > 6000 K, M > 1.0 M¯) si notano dierenze tra i modelli teorici e i dati a disposizione. Per queste stelle l'abbondanza superciale di litio è indipendente dalla

5.2 Ammassi giovani: α Per, Pleiadi, Blanco 1 e NGC 2516. 151

[Fe/H] Y Z αM S età

−0.03 ± 0.05 0.273 0.0112 1.80 ÷ 1.97 140±30 Myr

Tabella 5.2: Tabella dei principali parametri utilizzati per il calcolo dei modelli per l'ammasso delle Pleiadi.

scelta di αP M S, visto che la deplezione in pre-sequenza è molto poco eciente, e il valore

di Li atmosferico è praticamente uguale a quello della mistura iniziale. La dierenza in questo intervallo di temperatura è dell'ordine di 0.4 dex, troppo grande per essere

dovuta sia alle incertezze sull'età che sul valore di αM S, che come nel caso di α Perseo,

sono completamente trascurabili, gure 5.5(a) 5.5(b). Anche introducendo le barre di errore sui modelli riportate in gura 5.6, che ricordo sono determinate principalmente dall'incertezza sulla composizione chimica, l'accordo tra i dati e i modelli per le masse grandi non è molto soddisfacente. Anche altri autori discutono questo problema di so- vrabbondanza di Li nelle stelle più calde (Pinsonneault (1997); Chaboyer et al. (1995)), e il disaccordo viene giusticato introducendo gli errori sulla stima dell'abbondanza ini- ziale di Li nelle stelle, valutata attorno a 0.3 dex; utilizzando anche questa incertezza sul valore iniziale del Li nel gas originale, sono principalmente gli errori sulle stelle più calde a essere inuenzati, in modo che adesso le dierenze tra i modelli e le osservazioni sulle stelle che subiscono una debole deplezione in pre-sequenza sono contenute entro gli errori teorici (0.3 ÷ 0.4 dex per Tef f > 5500 K).

Per quanto riguarda l'abbondanza di litio al diminuire della temperatura, si ha un buon accordo con il valore centrale delle previsioni teoriche, no a temperature di circa 4500 K, dove si evidenzia lo stesso disaccordo teoria-osservazione discusso per l'ammasso del Perseo. Il disaccordo per le stelle con temperature inferiori a circa 4500 K è stato indagato in un lavoro recente (King et al. (2000)), dove viene mostrato come per le stelle più fredde di circa 5000 K siano presenti errori legati alla calibrazione della scala di temperatura ecace dovuta alla presenza di attività superciale, in completa analogia a quanto detto per l'ammasso del Perseo. Anche in questo caso l'introduzione di nuove incertezze potrebbe migliorare l'accordo con le previsioni teoriche, almeno per le stelle più fredde; comunque i modelli standard prevedono abbondanze superciali inferiori a quelle osservate, come ottenuto anche da altri autori (Jeries (2006); Chaboyer et al. (1995)).

Per le stelle con temperature ecaci superiori invece sembra essere presente una dispersione nelle abbondanze superciale. In letteratura tale fenomeno è stato indagato utilizzando modelli con rotazione. Ci sono infatti evidenze osservative di stelle giovani ancora nelle prime fasi di PMS (T Tauri) che mostrano a parità di massa velocità di rotazione diverse (vedere ad esempio Chaboyer et al. (1995); Bouvier et al. (1993)). Una tale dispersione di velocità iniziali di rotazione potrebbe inuenzare in modo diverso l'evoluzione successiva delle strutture stellari, e indurre diversi eetti sui mescolamenti

3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 Teff [K] -2 -1 0 1 2 3 4 ALi

Sestito & Randich (2005) αPMS = 1.00 αPMS = 1.40 αPMS = 1.80 Pleiadi Eta’: 130 Myr [Fe/H] = -0.03, α_MS = 1.80 Intervallo di masse: 0.6 - 0.7 M O, passo 0.05 MO Intervallo di masse: 0.7 - 1.4 M_O, passo 0.1 M_O

0.60 MO

0.65 MO

1.40 MO 1.00 M_O

0.65 MO

0.60 MO

Figura 5.4: Confronto tra i modelli teorici ed i dati di da Sestito & Randich (2005) per

l'ammasso delle Pleiadi. I modelli sono calcolati per i tre valori αP M S = 1.0, 1.4, 1.8,

con [Fe/H] = −0.03. 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 Teff [K] -1 0 1 2 3 4 ALi Pleiadi [Fe/H] = -0.03, α_MS = 1.80 Intervallo di masse: 0.6 - 1.4 M_O 1.4 M_O 0.6 M_O 1.0 M_O Eta’: 110 Myr Eta’: 140 Myr Eta’: 170 Myr (a) 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 Teff [K] -1 0 1 2 3 4 ALi Pleiadi Eta’: 130 Myr [Fe/H] = -0.03 Intervallo di masse: 0.6 - 1.4 M_O 1.4 M_O 0.6 M_O 1.0 M_O α_MS = 1.80 α_MS = 1.97 (b)

Figura 5.5: (a): Variazione dell'abbondanza di7_{Li dovuta all'incertezza sull'età dell'am-}

masso, nell'intervallo di età 140±30 Myr. (b): Variazione dovuta all'incertezza sul valore di αM S, per i due valori estremi dell'intervallo, αM S = 1.80, αM S = 1.97.

5.2 Ammassi giovani: α Per, Pleiadi, Blanco 1 e NGC 2516. 153 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 Teff [K] -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 ALi Pleiadi Eta’: 130 Myr [Fe/H] = -0.03, α_PMS = 1.40, α_MS = 1.80 Intervallo di masse: 0.65 - 1.4 M O

Figura 5.6: Abbondanza superciale del Li calcolata con αP M S = 1.4 e [Fe/H] = −0.03,

con le barre di errore dovute alle incertezze sui modelli.

extra indotti dalla rotazione. In Chaboyer et al. (1995) viene mostrato come però questo eetto sia trascurabile nelle Pleiadi, dove la dispersione non può essere riprodotta in modo soddisfacente ipotizzando diverse velocità di rotazione iniziali. Tra l'altro per ammassi così giovani l'eetto indotto dalla rotazione sulla deplezione del litio è molto basso, e quasi trascurabile (Piau & Turck-Chièze (2002); Chaboyer et al. (1995); D'Antona & Mazzitelli (1994)), per cui sembra che la rotazione non sia in grado di giusticare la dispersione osservata.

Ritornando al confronto teoria-osservazione per i nostri modelli, aumentando il valore

di αP M S (αP M S = 1.4, 1.8), migliora l'accordo per le masse solari (Tef f ∼ 5500 ÷ 6000

K), ma per stelle meno massicce, cioè temperature inferiori a circa 4700 K, si prevede una deplezione troppo grande, che porta a dierenze nell'abbondanza superciale da 3 a 6 dex.

Il valore migliore di αP M S sembra essere attorno a 1.4, quindi più basso rispetto a

quello di sequenza principale, in analogia con quanto emerge anche nei lavori di altri autori, che concordano nel ssare valori di α più piccoli rispetto a quelli ottenuti dai rispettivi modelli solari (per i modelli solari si ottengono valori di α ∼ 1.9, vedere para- grafo 5.10) per ottenere un buon accordo con le osservazioni relative ad ammassi giovani (vedere ad esempio Jeries (2006); D'Antona & Montalbán (2003)). In genere però in questi lavori le tracce sono calcolate assumendo che il valore di α rimanga costante per tutta l'evoluzione della stella, quindi non vengono fatte ipotesi sulle possibili dierenze tra il valore di α in pre-sequenza e quello in sequenza principale, necessario per riprodurre la posizione delle stelle nel diagramma colore-magnitudine.

Fissando il valore di αP M S = 1.4, che sembra essere quello che riproduce meglio i dati, nella gura 5.6, è riportato il prolo del Li superciale con le relative incertezze

calcolate come descritto nel Capitolo 3. Si nota che la dierenza tra ALi dei modelli

teorici e dei dati per le stelle più calde è appena compatibile con le incertezze, se non si include anche l'errore sull'abbondanza iniziale di litio; l'accordo è migliore per le masse intermedie, mentre il disaccordo teoria-osservazione è superiore alle incertezze per le stelle più fredde. Quindi anche in questo caso si pone il problema delle stelle fredde, come per l'ammasso del Perseo.

Il problema dell'abbondanza di litio nelle masse grandi, discusso precedentemente, potrebbe essere risolto anche scegliendo un valore di Z più basso; come descritto nel Capitolo 2 infatti l'abbondanza degli elementi leggeri nella mistura del gas iniziale viene riscalata in funzione della metallicità della stella. Abbassando il valore di Z si può diminuire l'abbondanza di Li iniziale, e quindi trovare un migliore accordo tra i modelli e le osservazioni.

Come descritto nei paragra 3.4.1, 3.4.2, il valore della metallicità può essere variato in diversi modi; ipotizzando un errore su [Fe/H] maggiore di quello stimato dalle misure spettroscopiche possiamo adottare un valore di [Fe/H] più basso, oppure possiamo assu- mere una relazione di arricchimento elio-metalli (∆Y /∆Z) diversa. Per quanto riguarda la scelta dell'arricchimento elio-metalli, in questo lavoro tutte le tracce sono state calco- late utilizzando ∆Y /∆Z = 2, e come mostrerò più avanti, l'accordo con gli altri ammassi è abbastanza buono, così come è buono per α Per, quindi continuerò ad usare questo valore.

Per quanto riguarda il valore di [Fe/H] invece in letteratura esistono anche stime fotometriche che generalmente forniscono valori diversi, soggetti ad incertezze maggiori (vedere ad esempio Gratton (2000)). In Grenon (2001) viene proposto un valore di

[Fe/H] più basso di quello comunemente accettato, [Fe/H] = −0.111_{; con questa scelta di}

[Fe/H] si ha una notevole diminuzione della metallicità dell'ammasso, e conseguentemente

diminuisce anche l'abbondanza iniziale di Li nella mistura2_{. Nella gura 5.7, è riportato}

un prolo teorico calcolato con [Fe/H] = −0.11, e αP M S = 1.60. In questo caso migliora

l'accordo tra modelli e dati su una buona parte del prolo del Li superciale: scende l'abbondanza superciale di Li per le stelle più massicce, e migliora anche l'accordo

con le masse intermedie, anche se per le masse più piccole (Tef f ∼ 4000 K) i modelli

continuano a prevedere deplezioni troppo grandi.

In gura 5.8 si vede come il prolo teorico sia molto più compatibile entro gli errori sui modelli con i dati. Questo valore di [Fe/H], introdotto per giusticare la dierenza tra le isocrone e il diagramma colore-magnitudine generato dalle osservazioni del satellite Hipparcos, sembra essere però troppo basso rispetto a quelli spettroscopici, che concor- 1_{Originalmente questo valore di [Fe/H] era stato ipotizzato essere la soluzione della discrepanza tra} il modulo di distanza ottenuto da Hipparcos e quello ottenuto dal confronto con le isocrone teoriche.

2_{Non riporto il confronto tra il diagramma colore-magnitudine e le isocrone teoriche per la nuova} composizione chimica adottata, cioè (Y , Z) = (0.267, 0.0092), in quanto sia l'età che il valore di αM S

5.3 Blanco 1 e NCG 2516. 155