Spettroscopia ottica ad alta risoluzione

Osservazioni spettroscopiche ad alta risoluzione (con poteri risolutivi R tra 20.000 e 100.000) permettono di ricavare informazioni fisiche sulle fotosfere e cromosfere di stelle di tipo spettrale avanzato, ivi inclusa la determinazione delle abbondanze chimiche, dei processi di mescolamento interno e di nucleosintesi stellare, delle perdite radiative cromosferiche, dell'accrescimento dal disco circumstellare, della dinamica stellare (rotazione, convezione), della distribuzione delle disomogeneità superficiali (Doppler imaging) e dell'intensità dei campi magnetici superficiali.

Tali osservazioni vengono compiute tramite spettrografi echelle a dispersione incrociata che permettono l'acquisizione simultanea di un ampio intervallo spettrale su un rivelatore CCD. Sono di questo tipo gli spettrografi SARG al TNG (3.6m), UVES al VLT (8m) e FEROS al 2.2m dell'ESO. Analoghi strumenti per spettroscopia ottica ad alta risoluzione sono disponibili in molti altri Osservatori (a Kitt Peak, a Cerro Tololo, al WHT a La Palma, all'AAT, al Keck, al Subaru, etc.), ma sono di più difficile accesso per la comunità astronomica italiana e, pertanto, sono usati solo in parte e sporadicamente. Uno spettrografo echelle a più oggetti e a risoluzione spettrale medio-alta è da poco entrato in funzione al VLT: lo spettrogragfo GIRAFFE alimentato dal posizionatore di fibre FLAMES. Con FLAMES e` anche possibile fare spettroscopia multioggetto a più alta risoluzione mediante un collegamento a fibre con UVES, simultaneamente con le osservazioni con GIRAFFE.

Figura 32: Evoluzione dell'abbondanza del litio vs. temperatura efficace tra l'età delle Pleiadi ($\sim$100 Myr) e l'età delle Iadi ($\sim$600 Myr); da Sestito, Randich, Mermilliod & Pallavicini 2003, A&A 407, 289.

Un campo di ricerca in cui sono particolarmente attivi i ricercatori di OAPA (in collaborazione con ricercatori di Arcetri e dell'ESO) è la determinazione dell'abbondanza del litio, mediante osservazioni della riga del litio neutro a 6708 Å. Il litio è distrutto nell'interno stellare a temperature superiori a circa 2.5 milioni di gradi: meccanismi di mescolamento che trasportano il litio superficiale verso l'interno causano pertanto un progressivo impoverimento del litio superficiale, rivelabile mediante osservazioni spettroscopiche a risoluzione alta ed intermedia. Secondo i modelli standard di evoluzione stellare tale impoverimento dovrebbe dipendere solo dalla massa, dall'età e dalla composizione chimica delle stelle. Queste caratteristiche rendono lo studio dell'abbondanza superficiale del litio un potente strumento di indagine per diversi aspetti della fisica stellare.

Il litio è un potente mezzo di diagnostica della struttura interna delle stelle e dei meccanismi di mescolamento interno. Infatti, osservazioni di stelle in ammassi aperti di varia età e composizione chimica hanno mostrato forti discrepanze con le previsioni dei modelli standard, mostrando che altri fattori oltre a massa età e metallicità , quali per esempio la rotazione, giocano un ruolo importante o addirittura dominante nei processi di mescolamento interno (Fig.32).

Nell'ambito di questa tematica, determinazioni dell'abbondanza del litio sono eseguite dai ricercatori di OAPA per stelle di ammassi aperti di varia età e metallicità. I programmi in corso in questo campo mirano ad ottenere una copertura il più possibilmente completa del piano età$-$metallicità. I dati ottenuti, e quelli resi disponibili da altri analoghi programmi in corso in varie parti del mondo, permetteranno di ottenere un quadro più preciso dei complessi meccanismi di mescolamento interno nelle stelle nelle loro varie fasi evolutive.

Tra gli ammassi studiati ci sono ammassi giovani come IC 2602 e IC 2391 (che hanno un'età di circa 30 milioni di anni) o come $\alpha$ Persei (età di circa 50 milioni di anni), ammassi di età intermedia tra le Pleiadi e le Iadi (quale ad esempio NGC 6475) ed ammassi con età confrontabile a quella delle Iadi (circa 600 milioni di anni), quali Coma Berenices e il Praesepe. Particolare attenzione è stata anche dedicata agli ammassi più vecchi, con età maggiore di quella delle Iadi, quali NGC 3680, IC 4651, NGC 752 (che hanno un'età di circa 2 Gyr), M 67 (5 Gyr) e NGC 188 (6$-$8 Gyr), a cui vanno aggiunti tre ammassi aperti osservati recentemente con lo spettrografo multioggetto FLAMES: NGC 2506 (1$-$2 Gyr), Mel 66 (4$-$5 Gyr) e Cr 261 (5$-$9 Gyr). Questi ammassi, di età intermedia o avanzata, sono utili per comprendere i meccanismi di impoverimento del litio durante l'evoluzione delle stelle sulla sequenza principale. Particolarmente importante a questo riguardo è capire l'origine della dispersione nelle abbondanze di litio nelle stelle di tipo solare osservata nell'ammasso vecchio M 67.

Figura 33: Evoluzione dell'abbondanza del litio vs. temperatura efficace per gli ammassi aperti Cr 261 (in alto) e Mel 66 (in basso) confrontati con quelle delle Iadi (età $\sim$600 Myr) e di M 67 ($\sim$5 Gyr); da Pallavicini, R., Spanò, P., Prisinzano, L., Randich, S., and Sestito, P.: 2006, in Chemical Abundances and Mixing in Stars in the Milky Way and its Satellites (L. Pasquini and S. Randich eds.), in corso di stampa.

Comprendere l'origine dello scatter in M 67 è estremamente importante perchè il nostro Sole, come anche molte altre stelle G di campo, è impoverito in litio come le stelle più povere di litio in M 67 (che ha la stessa età e metallicità del Sole). Comprendere quindi l'origine dello scatter in Li di M 67 significa anche comprendere l'impoverimento in litio che è avvenuto nel Sole (e che a tutt'oggi non è spiegato da nessuno dei modelli standard).

Questa anomalia è stata recentemente riscontrata almeno in un altro ammasso vecchio, Collinder 261 osservato con lo spettrografo FLAMES al VLT (Spanò et al. 2005, Pallavicini et al. 2006). Cr 261 è uno degli ammassi più vecchi della galassia, la cui età è stata stimata tra $\sim$5 e $\sim$9 Gyr. Il numeroso campione di stelle osservate (220 stelle, vedi Fig. 33) ha permesso di confermare il quadro sul rallentamento dell'inviluppo superiore del litio negli ammassi più vecchi. Ma, ancor più interessante, esso mostra l'esistenza di uno scatter confrontabile con quello di M 67.

Anche l'ammasso Melotte 66, la cui età è stimata di circa 4 Gyr, mostra un comportamento in parte inaspettato. Infatti, questo ammasso sembra aver subito un forte depauperamento di litio, malgrado sia uno degli ammassi conosciuti meno ricchi di metalli ([Fe/H]$\simeq$-0.38) per i quali ci si aspetterebbe un comportamento opposto. Tuttavia i dati sono affetti da grosse incertezze. Una possibile spiegazione chiama in causa possibili effetti evolutivi di post-sequenza, dato che molte delle stelle sembrano in effetti essersi già allontanata dalla sequenza principale.

L'ultimo ammasso studiato, NGC 2506, conferma l'esistenza del cosidetto Li-dip per le stelle F, effetto ben noto delle più giovani Iadi, e mostra l'esistenza di una possibile dipendenza dalla metallicità per le stelle K. Confrontando i dati con quelli di NGC 6633 (fig. 34), coevo delle Iadi, ma con metallicità inferiore, si nota che le stelle K di NGC 2506 siano tutte più ricche di litio di quelle delle Iadi, ma meno ricche di NGC 6633.

Figura 34: Evoluzione dell'abbondanza del litio vs. temperatura efficace per gli ammassi aperti NGC 2506 confrontato con quella delle Iadi e di NGC 6633; da Spanò, Pallavicini, Randich: 2006, in preparation.

Questi risultati mostrano che la spettroscopia di stelle in ammassi aperti ha subito un forte impulso con l'avvento dello spettrografo a più oggetti FLAMES al VLT, operativo dall'inizio del 2003. L'Osservatorio di Palermo ha collaborato alla realizzazione di FLAMES e, in cambio, ha avuto tempo garantito su FLAMES, sia per osservazioni con lo spettrografo a media risoluzione GIRAFFE che per osservazioni a più alta risoluzione con il collegamento a fibre con UVES. A tal fine, è stato elaborato, in collaborazione con ricercatori di Arcetri e di Bologna, un programma scientifico per l'utilizzo del tempo garantito di FLAMES, programma focalizzato sulla determinazione dell'abbondanza del litio e sull'analisi chimica dettagliata (di Fe, O, Ca, Na, Mg, Si) di stelle di tipo spettrale avanzato in un campione di ammassi aperti di varia età e metallicità.

Le stelle si formano in ammassi e associazioni in seguito al collasso gravitazionale di una nube molecolare. All'interno di questo quadro, consolidato da diverse evidenze osservative, restano tuttavia diversi punti da chiarire. Non è ancora chiaro, per esempio, quali siano i meccanismi fisici che regolano il collasso, la frammentazione e la successiva dispersione della nube. Informazioni importanti a questo riguardo possono essere ottenute dallo studio della storia di formazione stellare in varie regioni, tramite la determinazione delle etá delle singole stelle che le compongono. Il metodo piú utilizzato per determinare le etá stelle giovani e' il confronto delle loro posizioni nel diagramma HR con le predizioni dei modelli di evoluzione stellare. A causa delle rilevanti incertezze, sia sui modelli, sia sulle posizioni delle stelle nel diagramma HR, i risultati ottenuti con questo metodo non sono univoci e sono difatti oggetto di accese discussioni tra i proponenti di teorie della formazione stellare ``lenta'' o ``veloce''.

Le stelle giovani di piccola massa (0.5-0.08 masse solari) bruciano il Litio, durante le prime fasi della contrazione gravitazionale vero la sequenza principale. La rapidità con cui la stella brucia il litio superficiale dipende fortemente dalla massa. Misure di abbondanza del litio in stelle giovani di tipo spettrale avanzato possono quindi essere utilizzate come un indicatore indipendente dell'etá delle stelle e, di conseguenza, del tempo di formazione di ammassi e associazioni (Fig. 35).

Figura 35: Diagramma HR delle sorgenti apparteneti all'ammasso della nebuosa di Orione studiate da Palla et al. 2005. I pallini pieni indicano le sorgenti che secondo i modelli hanno iniziato a bruciare il litio. Le isocrone e le tracce evolutive sono ricavate dai modelli di Siess et al. 2000 A&A. L'area parzialmente oscurata indica le zone del diagramma dove si trovano le stelle che hanno bruciato fino al 90% del litio, l'area totalmente oscurata le zone dove si trovano le stelle che hanno bruciato più del 90% del litio.

I ricercatori dell'OAPA, in collaborazione con alcuni ricercatori dell'Osservatorio Astrofisico di Arcetri, hanno osservato con lo spettrografo FLAMES l'ammasso della nebulosa di Orione (incluso nelle richeste di tempo garantito), gli ammassi $\sigma$ e $\lambda$ Ori e la regione di formazione stellare di $\rho$ Ophiuchi (in seguito a proposte approvate su base competitiva) con l'obiettivo di misurare l'abbondanza del litio nelle stelle di tipo spettrale avanzato per ricavare informazioni sull'evoluzione temporale del processo di formazione. L'analisi dei dati derivati da queste osservazioni è ancora in corso.

L'analisi dei dati relativi alle stelle di massa $>$0.4 masse solari appartenenti all'ammasso della nebulosa di Orione, ha portato alla scoperta di quattro stelle che hanno bruciato parte Litio superficiale, da cui si desume un'età di circa 10 milioni di anni (Palla, Randich, Flaccomio, Pallavicini, 2005 ApJL). Questa etá, consistente con le etá determinate per queste stelle dal diagramma HR, è dieci volte maggiore di quella che viene comunemente indicata come l'etá tipica della regione.

L'analisi dei dati delle osservazioni dell'ammasso $\sigma$ Ori ha portato alla scoperta di alcune stelle che hanno bruciato totalmente il litio superficiale. Anche in questi casi l'implicazione è che le età derivate dai modelli, 20-30 milioni di anni, sono molto maggiori rispetto a quelle della maggior parte delle stelle dell'ammasso, stimate attraverso misure fotometriche (Sacco, Randich, Franciosini, Pallavicini, Palla, 2006, in preparazione).

Questi risultati indicano quindi che, almeno in queste due regioni, il processo di formazione stellare dura da $\sim$10$^7$ anni, con un tasso di formazione che è cresciuto nel tempo.

Queste osservazioni con lo spettrografo FLAMES permettono di ottenere altri risultati, distinti dalla problematica del litio, ma utili per lo studio dei processi di formazione stellare: (a) le misure di velocità radiale hanno permesso di distingure le stelle appartenti ai due ammassi da quelle spurie che si trovano lungo la stessa linea di vista e di rilevare nuove stelle binarie; (b) le misure di larghezza equivalente e larghezza al 10% dell'altezza dell'H$\alpha$ hanno consentito di selezionare le stelle che accrescono materia e di stimare il tasso di accrescimento.

Sono stati analizzati i dati VLT/FLAMES (Prisinzano et al. 2006) della regione di formazione stellare NGC 6530 che riguardano circa 330 stelle, un campione molto maggiore, e fino a masse minori, rispetto a studi spettroscopici precedenti dello stesso ammasso. La regione spettrale del Litio è stata osservata per tutte le stelle del campione, mentre per un sottoinsieme è stata anche osservata la regione della riga H$\alpha$. Lo studio del litio (trovato consistente con una abbondanza primordiale) e delle velocità radiali ha fornito un ulteriore importante criterio per determinare l'appartenenza delle stelle all'ammasso (accanto all'emissione X). All'interno del campione FLAMES sono stati trovati 229 membri, tra cui 53 stelle binarie. Le velocità rotazionali sono in media significativamente minori in stelle con dischi (eccessi IR) che in stelle prive di dischi, e ciò fornisce un'evidenza osservativa di scenari di ``disk-locking''. La percentuale di stelle binarie con dischi è risultata minore di quella di stelle singole con dischi: questi ultimi si sono quindi evoluti in modo diverso tra queste due classi di stelle. I dati nella regione H$\alpha$ sono stati utili per selezionare le stelle con forte accrescimento (nonostante il ``disturbo'' da parte della forte emissione della nube M8, su cui NGC 6530 è proiettato). Alcuni casi di apparente prematura ``depletion'' del Litio osservata in membri certi dell'ammasso possono essere spiegati da effetti di ``veiling'' dello spettro ottico proprio a causa dell'accrescimento.

Un'altra linea di ricerca nel campo della spettroscopia ad alta risoluzione riguarda la determinazione delle abbondanze chimiche nelle stelle dell'intorno solare. In quest'ambito è stato messo a punto, in collaborazione con ricercatori di ESTEC, un sistema di analisi di spettri stellari autoconsistente, con cui è possibile ricavare sia i parametri fisici stellari (temperatura, gravità e microturbolenza) che le abbondanze chimiche di vari elementi quali Ferro, Calcio, Alluminio ed altri. I risultati ottenuti su alcune stelle sono stati confrontati con quelli ottenuti con altri metodi, confermandone la robustezza. Sono state analizzati alcuni spettri ad alto rapporto segnale-rumore ottenuti con lo spettrografo FEROS al telescopio di 1.5m di ESO per un campione di stelle binarie SB1 attive, così come per un campione di stelle di controllo di stelle giganti non attive (Morel et al. 2003, 2004) e per un campione di stelle vicine (Affer et al. 2005). Per queste stelle sono state determinate le abbondanze di 13 specie chimiche, inclusi parecchi elementi alpha. L'analisi è stata condotta separatamente sia con una lista di righe del ferro a bassa e ad alta eccitazione, che con solo le righe ad alta eccitazione. I risultati ottenuti sono consistenti fra di loro, suggerendo che le righe del ferro neutro si formano in condizioni che non si discostano troppo dall'LTE. Alcuni indici di colore fotometrici appaiono influenzati in modo sistematico dall'attività ed emerge che in queste stelle gli elementi $\alpha$ risultano in eccesso rispetto al Ferro. Si sta applicando quest'analisi su un campione più vasto di stelle attive, rivelate in raggi X nel corso del North Ecliptic Rosat All Sky survey, che sono state osservate con il SARG al TNG. Inoltre si sta cercando di estendere il metodo a stelle con rotazione più elevata, basandosi sulla sintesi spettrale. L'estensione del campione a stelle appartenenti a diverse popolazioni permetterà di delineare un quadro dell'evoluzione chimica nell'intorno solare.