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 spettrografo 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 base competitiva tramite proposte, sono stati analizzati diversi ammassi stellari, sia giovani che vecchi, con lo scopo di studiare i processi di formazione ed evoluzione stellare ed in particolare l'evoluzione temporale 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.

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'' ( $\sim 10$ Myr) o ``veloce''(

1Myr).

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. 21).

**Figura 21:** Diagramma HR delle sorgenti appartenenti all'ammasso della nebulosa 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).
$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sacco/palla_2007.eps,height=0.55\textwidth}}\end{figure}$

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 e gli ammassi $\sigma$ e $\lambda$ Ori 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 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 23, 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). Come per l'ammasso della nebulosa di Orione, questi risultati indicano quindi che, anche in queste due regioni, il processo di formazione stellare dura da più di $\sim$ 10

anni, supportando la teoria della formazione stellare 'lenta'.

**Figura 22:** 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).
$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sacco/sacco_07.ps,height=0.65\textwidth}}\end{figure}$

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.

In particolare l'analisi dei dati relativi agli ammassi $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori ha consentito di ottenere i seguenti risultati (Sacco et al. 2008, A&A, in stampa):

Il confronto dei dati relativi alla selezione dei membri con i dati di fotometria infrarossa nella banda 3.6-8.0 $\mu$ m (Hernandez et al. 2007 e Barrado y Navascues et al. 2007), che consentono di selezionare le stelle dotate di un disco circumstellare, ha permesso di ottenere due ulteriori risultati. Il primo è la determinazione corretta della frazione di stelle con disco nell'ammasso $\sigma$ Ori, maggiore dei valori precedentemente determinati selezionando i membri in base a misure di fotometria e spettroscopia a bassa risoluzione. Secondo, si é determinato che la frazione di stelle con disco in $\sigma$ Ori è più alta che in $\lambda$ Ori. Questo risultato, come mostrato in figura 23, é confermato dalle misure della riga dell'H $\alpha$ , indicatore di accrescimento.

**Figura 23:** Larghezza equivalente dell'H $\alpha$ in funzione della larghezza al 10% del massimo, per stelle appartenenti agli ammassi $\sigma$ Ori e $\lambda$ Ori. I simboli pieni e vuoti rappresentano stelle con e senza il disco circumstellare. Le mediane degli errori sono riportate in basso a destra. Figura tratta da Sacco et al. (2008).
$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sacco/pew_vs_10width_lastN.ps,height=0.65\textwidth}}\end{figure}$

Per spiegare le differenze tra i due ammassi sono state formulate due ipotesi: che i dischi delle stelle appartenenti a $\lambda$ Ori siano fotoevaporati a causa della radiazione delle stelle massicce appartenenti allo stesso ammasso o che $\lambda$ Ori sia più vecchio di $\sigma$ Ori.

Parte delle sorgenti in accrescimento selezionate con FLAMES sono stati osservate con lo spettrografo infrarosso a bassa risoluzione SOFI montato al fuoco del telescopio NTT (3.6 m) gestito dall'ESO. I dati derivati da queste osservazioni, analizzati da G.Gatti (dell'Osservtorio Astrofisico di Arcetri), hanno consentito di determinare i tassi di accrescimento delle stelle con un metodo analogo a quello usato per la piú giovane regione di formazione stellare di $\rho$ Ophiuchi (Natta et al., 2006). Si è trovato che tali tassi di accrescimento sono significativamente più piccoli in $\sigma$ Ori, il che è consistente con l'evoluzione temporale aspettata per dischi circumstellari regolati dalla viscosità (Gatti et al., 2008, A&A, 481,423).

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 (Prisinzano et al., 2007, A&A, 462, 123). 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.24 dove sono riportate le distribuzioni cumulative di vsin

per stelle con e senza disco, definite utilizzando gli indici Q indipendenti dall'arrossamento interstellare definiti in Prisinzano et al. (2007, A&A, 462, 123). 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. 2007, A&A, 462, 123).

**Figura 24:** Distribuzioni cumulative di vsin 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).
$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sacco/vsini_cum.ps,height=0.7\textwidth}}\end{figure}$

Nell'ambito dello studio dell'evoluzione del litio, si inserisce l'ammasso vecchio NGC3960 (età attorno a 1Gyr). Si e' condotto uno studio volto a selezionare i membri dell'ammasso ed a misurarne la abbondanza del litio, in modo da riempire un vuoto nella relazione empirica tra abbondanza di litio ed l'etá, tra 0.6 e 2 miliardi di anni. A tale scopo sono stati analizzati spettri GIRAFFE/FLAMES per un campione di 113 candidati membri selezionati in base alla fotometria. La membership é stata determinata dalla misura della velocità radiali e dalla 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.25 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. Riguardo alla evoluzione dell'abbondanza del litio nel tempo, il nostro studio ci ha consentito di stabilire che, per stelle di popolazione I piú fredde di 6000K, il paleau ha inizio a $\sim$ 1 miliardo di anni, piuttosto che ha $\sim2$ miliardi di anni, il limite superiore precedentemente indicato in letteratura. (Prisinzano et al. 2007, A&A, 475, 539).

**Figura 25:** Abbondanze del litio in funzione della temperatura efficace derivata dal colore (B-V) 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)
$\begin{figure}\centerline{\psfig{file=sacco/comparison_hyades.ps,width=17.5cm}}\end{figure}$

Infine, è stato intrapreso uno studio mirato alla ricerca di nuovi membri della regione di formazione stellare Taurus-Auriga. Fra le sorgenti X non associate a oggetti noti, Scelsi et al. (2007) hanno identificato 57 sorgenti con controparte infrarossa e fotometria compatibile con la loro appartenenza a questa regione. Le proprietà X di questi candidati membri risultano simili a quelle dei membri noti. Inoltre, sono stati identificati 12 candidati con maggiore probabilità di appartenenza alla regione del Toro, sulla base delle alte temperature medie coronali derivate dagli spettri X e/o dall'osservazione di brillamenti intensi.

Nell'ambito del progetto ``XMM-Newton Extended Survey of the Taurus Molecular Cloud'' (XEST) Scelsi et al. (2007, A&A, 468, 405) hanno identificato 57 sorgenti con controparte infrarossa e fotometria compatibile con la loro appartenenza a questa regione. Venticinque di questi candidati membri sono stati oggetto di osservazioni ottiche spettroscopiche tramite il telescopio TNG nel gennaio 2007, allo scopo di confermare la loro natura di stelle di pre-sequenza principale appartenenti alla nube molecolare del Toro. Spettri ad alta risoluzione sono stati ottenuti con lo spettrografo SARG per le 7 stelle otticamente più brillanti del campione osservato, mentre spettri a bassa risoluzione sono stati ottenuti con lo strumento DOLORES per le rimanenti 18. Delle stelle osservate con SARG, 3 mostrano Litio in assorbimento (a 6708Å) con ampiezza equivalente (EW) di $\sim 500$ mÅ, emissione in H $\alpha$ , larghi profili delle righe spettrali indicanti velocità rotazionali di $\sim 20-40$ kms $^{-1}$ , e velocità radiale consistente con quella dei membri noti. Sulla base del profilo e dell'ampiezza equivalente dell'H $\alpha$ , due di queste stelle sono classificate come nuove ``weak-lined'' T Tauri, mentre una è classificata come T Tauri classica. Fra le stelle osservate con DOLORES (14 di tipo spettrale M, 2 di tipo spettrale K e 2 stelle di tipo G), sei hanno spettri indicanti una gravità superficiale più bassa che in stelle di sequenza principale dello stesso tipo spettrale (M). Queste stelle hanno inoltre H $\alpha$ in emissione, e le loro posizioni nei diagrammi IR colore-magnitudine, corrette per l'assorbimento interstellare, sono consistenti coi tipi spettrali derivati dagli spettri e con i modelli di pre-sequenza principale alla distanza della regione del Toro. Sulla base di questi elementi, esse sono state identificate come nuovi membri del Toro. Un'ulteriore stella di tipo spettrale K è confermata come nuova T Tauri classica sulla base dell'intensità dell'H

(EW $\sim -16.5$ Å) e della presenza di altre righe in emissione nello spettro. Complessivamente questo lavoro, riportato in un articolo attualmente sottoposto ad A&A, ha confermato l'appartenenza alla nube molecolare del Toro per 10 dei 25 candidati osservati col TNG, mentre 3 stelle restano casi incerti.

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 nell'intorno solare (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 della North Ecliptic Pole (NEP) survey eseguita con ROSAT. Le controparti ottiche delle sorgenti X del NEP survey sono state osservate con lo spettrografo SARG al TNG. Per queste stelle è stata fatta la classificazione spettrale (Micela et al. 2007) e sono state già determinate le velocità radiali, rotazionali e l'abbondanza di litio (Affer et al. 2008, A&A 483, 801). I risultati ottenuti suggeriscono che la maggior parte delle stelle osservate è compatibile con una popolazione giovane o di età intermedia (minore di 4x

anni; vedi anche la sezione su "survey e struttura galattica"). L'analisi chimica completa per le stelle del NEP (in corso) consentirà di verificare la robustezza dei risultati ottenuti. 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.