Ammasso globulare
Proprietà fisiche
La Galassia della Via Lattea contiene più di 150 ammassi globulari (il numero esatto è incerto a causa dell’oscuramento della polvere nella banda della Via Lattea, che probabilmente impedisce la visione di alcuni ammassi globulari). Sono disposti in un alone quasi sferico intorno alla Via Lattea, con relativamente pochi verso il piano galattico, ma circa un terzo di essi sono concentrati intorno al centro galattico, come sistemi satellitari nei ricchi campi stellari Sagittario-Scorpione. La distribuzione radiale, quando tracciata in funzione della distanza dal centro galattico, si adatta a un’espressione matematica di una forma identica a quella che descrive la distribuzione stellare nelle galassie ellittiche, sebbene vi sia un picco anomalo nella distribuzione a distanze di circa 40.000 anni luce dal centro.
Encyclopædia Britannica, Inc.
I cluster globulari sono oggetti estremamente luminosi. La loro luminosità media è l’equivalente di circa 25.000 Soli. I più luminosi sono 50 volte più luminosi. Le stelle più luminose sono le giganti rosse, stelle rosse luminose con una magnitudine assoluta di -2, circa 600 volte la luminosità del Sole, o luminosità. In relativamente pochi ammassi globulari sono state misurate stelle intrinsecamente deboli come il Sole, e in nessuno di questi ammassi sono state registrate le stelle più deboli. La funzione di luminosità per M3 mostra che il 90 per cento della luce visibile proviene da stelle almeno due volte più luminose del Sole, ma più del 90 per cento della massa dell’ammasso è costituito da stelle più deboli. Le masse degli ammassi globulari, misurate determinando la dispersione nelle velocità delle singole stelle, vanno da poche migliaia a più di un milione di masse solari. I cluster sono molto grandi, con diametri che vanno da 10 a 300 anni luce. I loro diametri apparenti vanno da un grado per Omega Centauri fino a nodi di un minuto d’arco. In un ammasso come M3, il 90% della luce è contenuta entro un diametro di 100 anni luce, ma i conteggi stellari e lo studio delle stelle membri di RR Lyrae (la cui luminosità intrinseca varia regolarmente entro limiti ben noti) includono uno più grande di 325 anni luce.
Il team Hubble Heritage (AURA/ STScI/NASA)
La maggior parte degli ammassi globulari sono altamente concentrati al loro centro, con distribuzioni stellari che assomigliano a sfere di gas isotermici con un taglio che corrisponde agli effetti delle maree della Galassia. La densità vicino ai centri degli ammassi globulari è approssimativamente di due stelle per anno luce cubico, rispetto a una stella per 300 anni luce cubici nel quartiere solare. Un modello preciso di distribuzione stellare all’interno di un ammasso può essere derivato dalla dinamica stellare, che tiene conto dei tipi di orbite che le stelle hanno nell’ammasso, degli incontri tra queste stelle membri e degli effetti delle influenze esterne. L’astronomo americano Ivan R. King, ad esempio, ha derivato modelli dinamici che si adattano alle distribuzioni stellari osservate molto da vicino. Trova che la struttura di un cluster può essere descritta in termini di due numeri: (1) il raggio del nucleo, che misura il grado di concentrazione al centro, e (2) il raggio di marea, che misura il taglio delle densità stellari ai margini dell’ammasso. Gli ammassi differiscono notevolmente nel grado in cui le stelle sono concentrate al loro centro. La maggior parte di essi appaiono circolari e sono probabilmente sferici, ma alcuni (ad esempio, Omega Centauri) sono notevolmente ellittici. Il cluster più ellittico è M19, il suo asse maggiore è circa il doppio del suo asse minore.
Una caratteristica fondamentale degli ammassi globulari nella Galassia è la loro uniforme vecchiaia. Gli ammassi globulari sono composti da oggetti di Popolazione II (cioè vecchie stelle). Determinato confrontando la popolazione stellare di ammassi globulari con modelli evolutivi stellari, le età di tutti quelli finora misurati vanno da 11 miliardi a 13 miliardi di anni. Sono gli oggetti più antichi della Galassia e quindi devono essere stati tra i primi formati. Che questo fosse il caso è anche indicato dal fatto che gli ammassi globulari tendono ad avere quantità molto minori di elementi pesanti rispetto alle stelle nel piano della Galassia—ad esempio, il Sole. Composto da stelle appartenenti alla Popolazione estrema II, così come le stelle halo ad alta latitudine, questi assemblaggi quasi sferici apparentemente si sono formati prima che il materiale della Galassia si appiattisse nell’attuale disco sottile. L’attuale gas interstellare nel quartiere solare contiene elementi più pesanti dell’elio, che sono chiamati metalli dagli astronomi, a un livello di circa il 2% in massa, mentre gli ammassi globulari contengono appena lo 0,02% degli stessi elementi.
Gli ammassi globulari sono stati classificati sulla base della crescente abbondanza di metalli. L’abbondanza di metalli è maggiore per gli ammassi vicini al centro galattico rispetto a quelli dell’alone (la parte più esterna della Galassia che si estende molto al di sopra e al di sotto del suo piano). La quantità di elio può anche differire da cluster a cluster. L’idrogeno nelle stelle di ammasso è pensato per ammontare a 70-75 per cento in massa, elio 25-30 per cento, e gli elementi più pesanti 0,01-0,1 per cento. Studi radioastronomici hanno fissato un limite superiore basso sulla quantità di idrogeno neutro negli ammassi globulari. Corsie oscure di materia nebulosa sono caratteristiche sconcertanti in alcuni di questi ammassi. Sebbene sia difficile spiegare la presenza di masse distinte e separate di materia non formata nei vecchi sistemi, la nebulosità non può essere materiale di primo piano tra l’ammasso e l’osservatore.
Circa 2.000 stelle variabili sono note nei 100 o più ammassi globulari che sono stati esaminati. Di questi, forse il 90 per cento sono membri della classe chiamata variabili RR Lyrae. Altre variabili che si verificano negli ammassi globulari sono le Cefeidi di Popolazione II, le stelle RV Tauri e U Geminorum, così come le stelle Mira, le binarie eclissanti e le novas.
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