Spettroscopia ottica di ammassi aperti

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 e della cinematica e dinamica stellare (rotazione, convezione)

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. Uno spettrografo echelle a più oggetti e a risoluzione spettrale medio-alta è in funzione al VLT: lo spettrogragfo GIRAFFE alimentato dal posizionatore di fibre FLAMES. Con FLAMES è anche possibile fare spettroscopia multioggetto a più alta risoluzione mediante un collegamento a fibre con UVES, simultaneamente con le osservazioni con GIRAFFE.

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. Utilizzando sia osservazioni ottenute sul tempo garantito di FLAMES, sia osservazioni ottenute su tempo richiesto, sono stati analizzati diversi ammassi stellari sia giovani che vecchi con lo scopo di studiare i processi di formazione ed evoluzione stellare ovvero la correlazione di alcuni parametri fondamentali come ad esempio la metallicità, l'abbondanza del litio, la binarietà, la rotazione stellare e la frazione di stelle in fase di accrescimento in funzione dell'età.

Nell'ambito dello studio degli ammassi molto giovani è stata per esempio fondamentale l'analisi delle abbondanze della riga del litio nelle stelle di piccola massa. 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 età delle singole stelle che le compongono. Il metodo più utilizzato per determinare le età di stelle giovani è 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 delle 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 verso 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'età delle stelle e, di conseguenza, del tempo di formazione di ammassi e associazioni (Fig. 31).

Figura 31: Diagramma HR delle sorgenti appartenenti all'ammasso della nebuosa di Orione studiate da Palla et al. (2005, 2007). I triangoli e i cerchi pieni indicano le sorgenti che hanno iniziato a bruciare il litio, scoperte da Palla et al. (2005, 2007). Le isocrone e le tracce evolutive sono ricavate dai modelli di Palla & Stahler (1999). L'area parzialmente oscurata e quella totalmente oscurata indicano, rispettivamente, le zone del diagramma dove si trovano le stelle che hanno bruciato fino al 90% e più del 90% del litio, secondo i modelli di Siess et al. (2000). Figura tratta da Palla et al. (2007).

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, gli ammassi $\sigma$ e $\lambda$ Ori e la regione di formazione stellare di $\rho$ Ophiuchi 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 appartenenti all'ammasso della nebulosa di Orione, ha portato alla scoperta di 6 stelle che hanno bruciato parte del litio superficiale, da cui si desume un'età compresa tra 10 e 30 milioni di anni (Palla et al. 2005 ApJ, 626, L49; Palla et al. 2007, ApJ, 659, L41). Questa età, che per 4 stelle è consistente con le età determinate dal diagramma HR, è dieci volte maggiore di quella che viene comunemente indicata come l'età tipica della regione.

L'analisi dei dati delle osservazioni dell'ammasso $\sigma$ Ori ha portato alla scoperta di 3 stelle che hanno bruciato totalmente il litio superficiale. Come mostrato in figura 32, anche in questi casi l'implicazione è che le età derivate dai modelli, 10-20 milioni di anni, sono molto maggiori rispetto a quelle della maggior parte delle stelle dell'ammasso, stimate attraverso misure fotometriche (Sacco et al. 2007, A&A, 462, L23). Questi risultati indicano quindi che, almeno in queste due regioni, il processo di formazione stellare dura da più di $\sim$10$^7$ anni, supportando la teoria della formazione stellare 'lenta'.

Figura 32: Diagrammi di massa in funzione dell'età relativi a due stelle dell'ammasso $\sigma$ Ori (SE51 e SWW127) che hanno totalmente bruciato il litio superficiale. I cerchi pieni indicano la massa e l'età ricavate dai dati di fotometria (bande R e I nei pannelli a sinistra, bande I e J in quelli a destra), con i modelli di Palla & Stahler (1999). Il punto di intersezione delle due curve, ricavate a partire dalle equazioni di Bildsten et al. (1997), indica la masse e l'età delle stelle ricavate a partire da luminosità, temperatura e abbondanza del litio. Figura tratta da Sacco et al. (2007).

Le 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 di campo che si trovano lungo la stessa linea di vista e di identificare 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.

In particolare, l'analisi dei dati relativi agli ammassi $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori ha consentito la selezione di 65 stelle nel primo ammasso e 45 nel secondo, mentre l'analisi di diversi indicatori della presenza di processi di accrescimento, basati sulle righe di emissione presenti nell'intervallo spettrale di queste osservazioni ha messo in evidenza che la frazione di sorgenti in cui sono attivi processi di accrescimento nell'ammasso $\sigma$ Ori è superiore, in modo significativo, a quella di $\lambda$ Ori (Sacco et al., 2007, in preparation).

Congiuntamente alle osservazioni del Li con spettri Giraffe, sono stati ottenuti diversi spettri UVES dei membri piu' brillanti. Questi sono stati analizzati ad Arcetri da V. D'Orazi (UdR di Arcetri) per derivare le abbondanze fotosferiche. Inoltre E. Flaccomio (UdR di Palermo) ha utilizzato i dati UVES relativi alle stelle della nebulosa di Orione anche per determinare il tasso di accrescimento per 12 stelle tramite la riga del CaII a 8662 Å. Con questi ed altri dati di letteratura, si sta conducendo uno studio volto a determinare la relazione tra accrescimento e attività X.

Nell'ambito dello studio delle regioni di formazione stellare, sono state inoltre esaminate le proprietà individuali delle stelle giovani della regione di formazione stellare NGC6530, mediante lo studio spettroscopico di un campione rappresentativo dell'ammasso. L'analisi degli spettri, ottenuti con lo spettrografo FLAMES del VLT, è stata effettuata su un campione di 332 candidati membri membri dell'ammasso, selezionati sulla base delle loro proprietà fotometriche e nei raggi X (Prisinzano et al., 2005, A&A, 430, 941). La regione spettrale studiata per tutto il campione selezionato è quella attorno alla riga del litio a 6707.8Å, mentre per un sottoinsieme è stata anche osservata la regione della riga H$\alpha$. Da tale analisi sono state derivate le velocità radiali e rotazionali, la frazione di stelle binarie, l'ampiezza equivalente della riga del litio e la larghezza a intensità zero della riga H$\alpha$.

La misura dell'ampiezza equivalente del litio e delle velocità radiali ha fornito un importante criterio per determinare l'appartenenza delle stelle all'ammasso. All'interno del campione FLAMES sono stati trovati 237 membri, tra cui 53 stelle binarie. Utilizzando la fotometria IR del 2MASS, sono state selezionate le stelle che mostrano eccessi IR che indicano la presenza di un disco circumstellare.

Si è trovato che 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''. Questo risultato è mostrato in Fig.33 dove sono riportate le distrubuzioni cumulative di vsin$i$ per stelle con e senza disco, definite utilizzando gli indici Q indipendenti dall'arrossamento interstellare definiti in Prisinzano et al. (A&A, 462, 123, 2007). Le percentuali riportate in ciascun pannello indicano le probabilità, calcolate con il test statistico K-S, che le due distribuzioni siano distinguibili. Abbiamo inoltre trovato che la frazione di stelle binarie con disco è significativamente più piccola di quella delle stelle singole: ciò indica che il processo evolutivo dei dischi circumstellari è differente se le stelle sono singole o binarie. 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).

Lo studio della riga del litio indica che l'abbondanza di questo elemento è consistente con quella primordiale: 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 (Prisinzano et al. A&A, 462, 123, 2007).

Figura 33: Distribuzioni cumulative di vsin$i$ per stelle di NGC6530 ottenute sui diversi campioni di stelle con e senza disco selezionati con diversi indici Q, indipendenti dall'arrossamento interstellare, basati su diverse bande fotometriche. Figura tratta da Prisinzano et al. (2007).

È stato inoltre intrapreso un programma per caratterizzare la popolazione dell'ammasso NGC 2264 (d=760pc, età $\sim$3Myr), una associazione OB di densità intermedia con lo scopo di caratterizzare la popolazione di piccola massa, fino ad ora non adeguatamente studiata, in termini di massa, età, presenza di dischi ed accrescimento. Si Determina in tal modo la IMF e si misura, in funzione della massa stellare, la frazione di stelle con dischi. Un articolo sull'analisi di dati Chandra della regione, utili per la selezione dei suoi probabili membri, è stato pubblicato di recente (Flaccomio et al. 2006). La figura 34 mostra il diagramma colore-magnitudine ottico del campione di membri selezionato.

Sono state ottenute osservazioni di fotometria ottica e NIR (WFI@2.2m;, SOFI@NTT; ISAAC@VLT) che sono stati ridotti. Osservazioni spettroscopiche a bassa risoluzione (DOLORES-MOS/NICS@TNG), completate, a causa del tempo avverso, per circa 1/4 del programma iniziale nel Gennaio 2006, sono in fase di analisi. L'analisi degli spettri ottici, utili per la classificazione spettrale e la misura della riga dell' H$\alpha$, è appena iniziata ed in base ai risultati si deciderà se richiedere il completamento o l'estensione del programma osservativo.

Figura 34: Diagramma colore-magnitudine ottico per tutti gli oggetti osservati in NGC 2264 da Chandra. I simboli grandi indicano gli oggetti rivelati in X (simboli pieni) o ulteriori probabili membri selezionati in base ad altri criteri (simboli vuoti). Come indicato nella legenda distinguiamo quando possibile tra CTTS e WTTS, in base alla larghezza equivalente della riga dell'H$\alpha$. La griglia mostra le tracce di Siess et al. (2000). Figura adattata da Flaccomio et al. (2006).

Nell'ambito dello studio dell'evoluzione del litio, si inserisce l'ammasso vecchio NGC3960 (età attorno a 1Gyr). Di tale ammasso sono stati analizzati un campione di spettri GIRAFFE/FLAMES derivando la membership dalla misura della velocità radiale e la misura dell'ampiezza equivalente del litio. Le abbondanza del litio sono state calcolate dalle ampiezze equivalenti e dalle temperature efficaci, utilizzando le curve di crescita di Soderblom et al. (1993). La Fig.35 mostra il confronto delle abbondanze del litio delle stelle di NGC3960 con quelle derivate per le Iadi. Nel pannello superiore sono mostrate tutte le stelle analizzate, mentre nei pannelli inferiori sono mostrati separatamente il campione di stelle che risultano membri e il campione di stelle di campo, selezionate sulla base della misura della velocità radiale. Se si considera il campione di membri, si vede che le abbondanza del litio delle stelle di NGC3960 sono molto simili a quelle delle Iadi per stelle più calde di circa 6000K, mentre sono sistematicamente minori di quelle delle Iadi per stelle più fredde. Questo conferma che NGC3960 è un ammasso più vecchio delle Iadi (Prisinzano et al. 2007, in preparation).

Figura 35: Abbondanze del litio in funzione della temperatura efficace derivata dal colore (B-V)$_0$ per le stelle di NGC3960 (cerchi pieni) e per le stelle delle Iadi (cerchi vuoti). Il pannello a) mostra i risultati di tutto il campione di stelle analizzate mentre nei pannelli b) e c) sono mostrati separatamente i campioni di stelle membri e non, in base alla misura della velocità radiale. Figura tratta da Prisinzano et al. (2007)

Le osservazioni GIRAFFE/FLAMES di NGC3960 sono state ottenute in simultanea con i dati ad alta risoluzione di UVES. Dall'analisi di un campione di stelle di NGC3960 si è trovato che questo ammasso ha metallicità molto vicina a quella solare ed un pattern di abbondanze anche solare: i risultati sono pubblicati in Sestito et al. (2006, A&A, 458, 121).

Gli 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. In tale contesto, sono stati analizzati spettri di UVES/VLT di 11 oggetti per i quali è stato determinata la metallicità [Fe/H]= 0.03$\pm$0.01 e le abbondanze degli elementi O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr and Ni. Da tale analisi si evince che la dispersione nel litio non è dovuta a differenze nelle abbondanze di questi elementi. I risultati mostrano inoltre che M 67 ha una composizione chimica rappresentativo delle stelle del dintorno solare.

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 (vedi anche la sezione su "survey e struttura galattica"). 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.