Sintesi di Popolazioni Stellari
Parte sostanziale della nostra conoscenza sulla formazione ed evoluzione delle galassie proviene dall’analisi delle popolazioni stellari in esse contenute. La stima di età e composizione chimica delle stelle in queste popolazioni è dunque un passo fondamentale per poter ricostruire indietro nel tempo la storia di formazione stellare e dei processi di arricchimento chimico del gas allo scopo di delineare gli scenari di formazione delle galassie stesse. La sintesi di popolazione stellare fornisce gli strumenti per decodificare questo tipo di informazioni, che nel caso delle galassie distanti sono racchiuse nella luce integrata emessa. Le tecniche di sintesi consistono nel combinare l’emissione spettrale delle diverse generazioni di stelle nelle galassie, in modo da riprodurne le proprietà spettro-fotometriche globali. Il livello di complessità di questo tipo di analisi dipende direttamente dalla complessità dei sistemi stellari in esame.
I ricercatori di OA-Abruzzo si dedicano, sin dagli anni ’90, allo sviluppo di strumenti per l’analisi delle popolazioni stellari, traendo vantaggio dall’esperienza acquisita nell’utilizzo di tecniche numeriche specifiche e da ricerche complementari, come l’evoluzione stellare e il trattamento dei dati osservativi. Grazie a questo know-how i nostri modelli forniscono stime di grandezze osservabili integrate quali magnitudini, colori, distribuzione dello spettro di energia, ecc. per investigare le proprietà spettro-fotometriche delle galassie lontane (le cui stelle non sono risolte), così come diagrammi colore-magnitudine sintetici, funzioni di luminosità e rapporti numerici per analizzare i sistemi stellari della Via Lattea e del Gruppo Locale. Molti di questi strumenti sono utilizzati anche come efficaci indicatori di distanza dei sistemi stellari.
I modelli consentono di simulare popolazioni stellari in un ampio intervallo di età (da pochi milioni di anni fino ad età paragonabili al ‘tempo di Hubble’, circa 13 Gyr), e composizione chimica (da [Fe/H]=-2.5 dex e inferiore a [Fe/H]=+0.5 dex) in vari sistemi fotometrici. Tra le specificità di questi modelli vi è la valutazione delle incertezze e l’analisi degli effetti statistici sulla base di tecniche numeriche Monte Carlo, nonché l’accurata simulazione delle stelle in fasi evolutive molto rapide, ad esempio la fase di “thermal pulses” per stelle di “asymptotic giant branch” (AGB). I modelli sono disponibili on-line nel database SPoT (Stellar POpulation Tools).
I risultati e gli strumenti della sintesi di popolazione hanno un ruolo importante in numerosi progetti di ricerca che si svolgono all’Osservatorio di Teramo. Tra questi ricordiamo la linea di ricerca che riguarda lo studio delle fluttuazioni di brillanza superficiale (SBF), definite come il rapporto tra il secondo e il primo momento della funzione di luminosità delle stelle della galassia osservata. Questa tecnica consente di derivare accurate (<~ 7%) misure di distanza di galassie di vario tipo morfologico sino a 100 Mpc (Biscardi et al. 2008). In più, grazie all’elevata sensibilità alle caratteristiche delle popolazioni stellari (Raimondo et al. 2005, Raimondo 2009), i “colori SBF” consentono di superare la nota degenerazione età/metallicità che affligge i colori integrati classici e dunque sono un eccellente tool per analizzare il contenuto stellare delle galassie. Ad esempio, la misura delle variazioni radiali delle fluttuazioni di brillanza superficiale in immagini ACS/HST di un campione di galassie di diverso tipo morfologico ha consentito di effettuare una mappatura spaziale delle popolazioni stellari all’interno delle singole galassie del campione con importanti implicazioni sulla loro formazione e storia evolutiva (Cantiello et al. 2005).
Un’altra applicazione riguarda lo studio dei sistemi di ammassi globulari nelle galassie. Recentemente, l’analisi della galassia NGC5866 ha rivelato come anche in questa galassia lenticolare i colori degli ammassi globulari sono distribuiti in modo bimodale e che esiste una chiara correlazione fra le dimensioni degli ammassi e la loro distanza dal centro. Le molte surveys effettuate, mostrano che la bimodalità in colore degli ammassi globulari è una caratteristica diffusa, in quanto osservata sia in galassie brillanti sia in galassie deboli, in galassie ellittiche e spirali, in galassie isolate o raggruppate in ammasso.
L’origine di questa proprietà è tuttora controversa, tuttavia ha implicazioni significative per gli scenari di formazione delle galassie. In questo ambito, utilizzando i nostri modelli si è mostrato come una distribuzione bimodale nei colori sia prodotta in modo ‘naturale’ da una relazione metallicità-colore non-lineare (Cantiello & Blakeslee 2007, Blakeslee et al. 2010).
Popolazioni multiple negli Ammassi Globulari Galattici
Negli ultimi anni, un numero sempre maggiore di riscontri osservativi, sia fotometrici che spettroscopici, ha evidenziato la presenza di popolazioni stellari diverse nei singoli Globular Clusters galattici (GGCs), facendo decadere il paradigma canonico secondo cui queste strutture sarebbero caratterizzati da popolazioni stellari semplici. Grazie alle immagini ad alta risoluzione fornite dal telescopio Hubble, è stato possibile evidenziare la presenza di sequenze principali multiple in Omega Centauri, NGC2802, NGC6752 e 47 Tuc, mentre un doppio ramo delle sub-giganti è stato riscontrato in NGC1851 e NGC6656. In tutti gli ammassi in cui un significativo numero di strutture è stato studiato spettroscopicamente, si riscontra una forte anticorrelazione nelle abbondanze degli elementi O-Na e C-N, e in molti casi anche Mg-Al, pur tra strutture che non mostrano dispersione nel contenuto di Fe.
Dal punto di vista teorico, le sequenze principali multiple possono essere associate a popolazioni con differenti valori iniziali per l’abbondanza di He, in cui le sequenze più blu sono caratterizzate dalle strutture più ricche di He. Confrontando i dati fotometrici con le isocrone calcolate dal nostro gruppo, archiviate nel database BaSTI, è stato possibile determinare che le strutture delle sequenze principali più blu sia di Omega Centauri che di NGC2808 hanno un’abbondanza iniziale di He pari a circa il 38% in massa (Piotto et al. 2005, King et al. 2012, Piotto et al. 2007), mentre circa il 29% di He iniziale caratterizza le stelle della sequenza intermedia di NGC 2808.
Le piú recenti analisi hanno evidenziato come il fenomeno delle multipopolazioni in NGC2808 sia ancora piú complesso di quanto si pensasse. Infatti utilizzando un maggior numero di dati osservativi e algoritmi numerici sempre piú sofisticati, sono state risolte almeno cinque popolazioni lungo la Sequenza Principale e il Ramo delle Giganti Rosse (Milone et al. 2015). Sequenze evolutive teoriche calcolate considerando le anticorrelazioni C-N e O-Na (Pietrinferni et al. 2009), caratteristiche delle stelle della seconda generazione, sono state utilizzate per analizzare lo splitting dei rami delle sub-giganti in NGC1851 e NGC6656. In particolare è stato riscontrato che le strutture che popolano i rami meno luminosi di questi ammassi, presentano una diversa distribuzione degli elementi C, N, O la cui abbondanza, sommata in numero, risulta essere maggiore di circa un fattore 2 rispetto alle stelle del ramo più luminoso (Cassisi et al. 2008, Marino et al. 2012).
Studi recenti hanno evidenziato la possibile presenza di popolazioni stellari multiple anche negli ammasi giovani (ossia con etá inferiore al miliardo di anni) della Grande Nube di Magellano (Milone et al. 2015). C´é da dire peró che in questo caso non si é ancora giunti ad una conclusione univoca. Le ipotesi che una regione del Turn Off molto estesa in temperatura possa essere dovuta alla presenza di una frazione significativa di stelle binarie interagenti o con elevata velocitá rotazionale, vengono infatti considerate ancora plausibili. Inoltre, diagrammi colore-magnitudini sintetici basati sui nostri modelli teorici, sono stati utilizzati per studiare le peculiari morfologie dei Rami Orizzontali di alcuni GGCs in termini di popolazioni stellari caratterizzate da differenze nell’abbondanza iniziale di He e/o della distribuzione degli elementi C, N, O (Kunder et al. 2012).
