CHARLES MESSIER 14/01/2011 GLI AMMASSI APERTI Gli ammassi aperti sono insiemi di stelle nate dalla stella nebulosa stellare e legate gravitazionalmente tra loro. Charles MessieR GLI AMMASSI APERTI Durante la scorsa serata del 10 dicembre 2010 abbiamo visto come gli oggetti appartenenti al Catalogo di Messier, sebbene fossero all’epoca considerati per lo più nebulae, hanno in realtà una natura estremamente diversificata e sono raggruppabili in categorie di corpi celesti molto distinte, legate molto spesso al ciclo di vita stellare. Così, abbiamo visto, le stelle nascono da nebulose e muoiono dando vita ad altre nebulose, e quando nascono lo fanno in gruppi. A volte il gruppo di stelle è denso e sferico, con migliaia di elementi tenuti insieme da un collante gravitazionale fortissimo - ed allora si parla di ammassi globulari - mentre altre volte il gruppo è più largo e tenuto insieme, fin dalla nascita stellare, da un collante gravitazionale minore, che non reggerà in eterno ma che porterà allo sfaldamento del gruppo in tempi astronomicamente parlando brevi. Questa serata del ciclo di Messier sarà dedicata proprio all'ultima tipologia di corpo celeste, gli ammassi aperti. Non iniziamo da questa categoria per un motivo particolare dal punto di vista astronomico, ma soltanto perché in questo periodo il cielo è pieno di ammassi aperti del catalogo di Messier, mentre nebulose, galassie ed ammassi globulari saranno visibili maggiormente a notte fonda o comunque nella stagione più calda. Iniziamo, quindi, il nostro viaggio negli ammassi aperti e non possiamo farlo senza parlare, ancora una volta e con maggiore profondità, della nascita delle stelle prima di andare a vedere gli esempi del catalogo di Messier. Pagina 1 Charles MessieR DALLE NEBULOSE ALLE STELLE Le stelle sono immense palle di gas, accese dalle reazioni nucleari interne e formate dal collasso di enormi masse di gas e polveri, chiamate nebulose. FIGURA 1: IL FAMOSO AMMASSO APERTO M45 Più in particolare, la nebulosa è chiamata nube molecolare poiché padrona di alcune caratteristiche idonee alla formazione stellare: sono nubi fredde e dense, con masse pari a migliaia di masse solari. Una nebulosa in stato di quiete ad un certo punto della sua vita inizia a collassare. Il motivo è ancora ignoto, o meglio se ne prevedono tanti, come una supernova che esplode nelle vicinanze e spazza via parte del materiale della nebulosa contraendolo in una direzione, oppure le collisioni tra galassie che provocano uno sfregamento del gas contenuto nei bracci galattici. Fatto sta che, qualunque sia la spinta iniziale, il gas che si contrae aumenta il proprio calore e contraendosi sempre di più verso un punto acquista, con la massa, sempre più gas che viene attratto gravitazionalmente. Sempre più materiale in uno spazio sempre più piccolo porta a temperature sempre più alte fino a FIGURA 2: REGIONE DI FORMAZIONE STELLARE IN MONOCEROS quando queste temperature sono talmente alte da innescare la fusione dell'idrogeno in elio. A questo punto, anche se lo abbiamo raccontato con un po' di approssimazione, è nata una stella. TROPPO GAS PER UNA STELLA SOLA Ma non è possibile che da una massa di gas enorme come quella della nebulosa di partenza prenda origine soltanto una stella. In realtà queste nebulose sono molto meno massicce di quanto non sia legittimo ipotizzare osservandone le dimensioni. Con riferimento a M42, ad esempio, è stato stimato che il gas che compone la nebulosa è talmente rarefatto che una 'carota' con diametro di 2,5 centimentri presa da parte a parte, pesi come una moneta da due euro. Nonostante questa enorme rarefazione, la massa della nebulosa è comunque davvero enorme, date le dimensioni. La nube che si contrae si frammenta e inizia a collassare in più punti dando vita a più bozzoli, chiamati Globuli di Bok. Questi globuli FIGURA 3: GLOBULI DI BOK Pagina 2 Charles MessieR sono quindi bozzoli scuri che risaltano contro lo sfondo luminoso della nebulosa molecolare. Quando le reazioni nucleari si innescano, il potente vento stellare proveniente dalle giovani stelle, soprattutto dalle più grandi azzurre e calde, riesce a spazzar via il residuo della nebulosità scoprendo le neonate stelle. A quel punto, ai nostri occhi compare un ammasso aperto di stelle giovani. Solitamente riusciamo a scorgere le stelle più calde, dalla luce azzurra, visto che sono quelle che brillano di più e che spesso illuminano i resti della nebulosa dalla quale sono nate. In un ammasso in realtà si formano tutti i tipi di stelle, dalle più calde e lucenti come le stelle azzurre alle nane gialle come il nostro Sole alle nane brune, molto fredde ed al limite della definizione di stella. Proprio nel 2010 le nuove strumentazioni hanno consentito di individuare una popolazione molto ricca di nane brune nell'ammasso aperto di Theta Orionis, il FIGURA 4: NANE BRUNE NEL TRAPEZIO famoso Trapezio di stelle interno ad M42, e di tanti altri ammassi aperti. L’immagine mostra proprio queste nane brune nel Trapezio: a parte le stelle più brillanti che ne caratterizzano la forma geometrica, i puntini color arancio indicano proprio le nane brune trovate nell’ammasso aperto. COMPOSIZIONE DEGLI AMMASSI APERTI Una piccola digressione astrofisica sul tema della diversità delle componenti, introducendo un discorso appena più complicato ma di indubbia utilità per verificare età e composizione di un ammasso aperto. Le ragioni delle diversità delle stelle appartenenti all'ammasso si fondano sulle diverse condizioni di partenza al momento della nascita: è la nube insterstellare che determina infatti sia il numero sia i tipi di stelle che avranno vita, in base a parametri quali la densità, la turbolenza, la temperatura ed il campo magnetico. Nel caso di nubi molecolari giganti (GMC, Giant Molecular Clouds) le condizioni sono ideali per la nascita di stelle di giganti classe O e B, unitamente a stelle di tipo solare. Nelle piccole nubi molecolari (SMN, Small Molecular Clouds) potranno aver luce soltanto stelle di tipo solare, non più luminose delle stelle di classe B. La differenza è data quindi dalla disponibilità di gas e polveri a disposizione delle nuove stelle. Almeno questa era la tendenza della teoria fino a dicembre 2010, quindi solo un mese fa, visto che proprio alla fine dell’anno appena trascorso uno studio pubblicato su Astrophysical Journal e riguardante otto grandi stelle apparentemente isolate nella Piccola Nube di Magellano ha svelato che stelle grandi possono crearsi anche in ammassi molto piccoli, rubando in pratica la maggior parte del materiale a tutte le altre stelle. Tra il 1911 ed il 1913 Hertzsprung e Russell giunsero in modo autonomo a costruire uno stesso diagramma, mettendo in relazione la classe spettrale delle stelle e la loro luminosità. Questo diagramma è noto oggi come HR, dalle iniziali dei loro cognomi. Pagina 3 Charles MessieR In un piano cartesiano, sull'asse orizzontale viene riportato il colore o la temperatura, in sequenza decrescente (colore e temperatura sono due modi di dire la stessa cosa). Sull'asse verticale, invece, si riporta la magnitudine assoluta (quindi bisogna considerare stelle di cui si conosce magnitudine visuale e distanza) in ordine crescente, oppure la luminosità rispetto al Sole. In pratica sull'asse X riportiamo indici di temperatura mentre sull'asse y riportiamo la luminosità. La temperatura si incrementa da sinistra verso destra, perché originariamente Hertzsprung e Russell basarono il loro diagramma sulla sequenza spettrale OBAFGKM (per ricordare la sequenza si usa la frase "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", dove sappiamo che con O si intendono le stelle più calde e con M quelle più fredde). FIGURA 5: DIAGRAMMA HERTZSPRUNG-RUSSELL La luminosità (asse Y) copre un range davvero molto vasto così il diagramma fa uso di una scala logaritmica dove ogni tacca rappresenta una luminosità dieci volte maggiore rispetto alla precedente. Ogni punto sul diagramma rappresenta quindi il tipo spettrale e la luminosità di una singola stella. Ad esempio, il punto dato dal Sole rappresenta una classe spettrale G2 con luminosità 1. Dal momento che la temperatura aumenta da destra verso sinistra e che la luminosità aumenta dal basso verso l'alto, si nota essenzialmente che: le stelle poste nell'angolo in alto a sinistra sono calde e luminose; le stelle poste in alto a destra sono fredde e luminose; le stelle poste in basso a destra sono fredde e poco luminose; le stelle poste in basso a sinistra sono calde e poco luminose. Presi i dati delle stelle note, si effettuano gli incroci delle coordinate. La prima cosa che balza agli occhi è che le stelle sembrano decisamente raggruppate in poche aree del diagramma e che il diagramma stesso è tagliato in due da una linea che scorre dall'angolo in alto a sinistra all'angolo in basso a destra. Pagina 4 Charles MessieR L'utilità fondamentale di questo diagramma sta proprio nella capacità di individuare queste aree di stelle con caratteristiche simili, studiarne le caratteristiche stesse e fornire tipologie di stelle in base ai parametri analizzati. E’ sicuramente più facile studiare una classe di oggetti, piuttosto che tutti gli oggetti di una classe. Principalmente il diagramma HR va analizzato in riferimento a raggio stellare, luminosità e massa. 1. Raggio stellare La luminosità di una stella dipende sia dalla temperatura superficiale sia dalla dimensione della stella stessa. La temperatura superficiale determina infatti l'ammontare di energia emessa dalla stella per unità di area, quindi una temperatura più alta implica una energia maggiore per unità di area. Date due stelle con una stessa temperatura, se una è più luminosa dell’altra è solo perché è più grande. Le stelle non sono posizionate a caso ma sembrano cadere all'interno di aree ben precise, ad indicare un legame tra temperatura superficiale (e quindi spettro) e luminosità stellare. Si vengono a creare, quindi, delle tipologie di stelle molto particolari. a. Stelle di sequenza principale sono rappresentate dalle stelle che percorrono diagonalmente il diagramma e rappresentano circa il 90% delle stelle della galassia e, probabilmente, FIGURA 6: DIAGRAMMA HR E RAGGIO STELLARE dell'universo. Vanno dalle stelle calde e luminose alle stelle fredde e deboli. Il Sole è una stella di sequenza principale. Relativamente allo stadio di vita di una stella, gli astri presenti in sequenza principale sono in uno stato tranquillo, dove continuano a bruciare idrogeno creando elio. Il numero di stelle presenti in questa fascia è così elevato perché questa fase di fusione di idrogeno dura circa il 90% della vita di una stella. Si tratta di una fascia molto lunga ma stretta, a testimonianza del fatto che l'equilibrio tra gravità e forza esplosiva delle fusioni è molto delicato, ed un disequilibrio farebbe spostare subito la stella verso un'altra fascia. b. Stelle Giganti le stelle poste nel riquadro in alto a destra sono fredde e luminose. Una stella fredda irraggia meno energia per unità di superficie rispetto ad una stella calda di pari dimensione (Legge di Stefan-Boltzmann), quindi per apparire tanto luminose le stelle fredde devono per forza essere giganti, con dimensioni che vanno dalle 10 alle 100 dimensioni solari, come mostra il ricadere delle Giganti all'interno della fascia obliqua che si estende proprio tra questi valori di raggio, Pagina 5 Charles MessieR al quale corrispondono luminosità tra le 100 e le 1000 luminosità solari e temperature che vanno dai 3000 ai 6000 Kelvin. Le stelle che hanno temperature comprese tra i 3000 ed i 4000°K sono dette giganti rosse, come Arturo ed Aldebaran. c. Stelle Supergiganti nella zona più estrema dell'angolo in alto a destra ci sono poche stelle di dimensioni ancora maggiori rispetto alle giganti, e per questo sono state battezzate supergiganti. I raggi di queste stelle si spingono fino ai 1000 raggi solari, ed esempi ne sono Antares nello Scorpione e Betelgeuse in Orione. d. Nane bianche le stelle poste in basso nel diagramma sono molto più piccole ed appaiono di colore bianco. Si tratta, come appare dal diagramma, di stelle calde, ma non caldissime, con una bassa luminosità quindi il motivo per il quale non brillano molto è legato alla ridotta dimensione superficiale. Proprio da questo deriva il nome di nana. Approssimativamente hanno una dimensione simile a quella terrestre e non presentano più fusioni nucleari interne rappresentando il resto di una stella gigante. Le nane bianche rappresentano circa il 9% delle stelle del cielo. Le regioni del diagramma HR furono formalizzate da Morgan, Keenan e Kellman nel sistema MKK, assegnando numeri romani da I a V. Prima delle supergiganti, i tre astronomi introdussero anche la classe delle ipergiganti, indicate con 0 (esempio, S Doradus oppure Eta Carinae). Il sistema è noto anche come Sistema di Yeerkes. Tipologia di stella Identificativo Yeerkes (MKK) Ipergigante Ia – 0 Supergigante Ia – Ib Giganti brillanti IIa – IIb Giganti IIIa – IIIb Subgiganti IVa - IVb Nane di sequenza principale Va - Vb Sottonane VI 2. Luminosità stellare Tanto per completezza di trattazione riportiamo anche qualche parola sulla luminosità stellare, che in tal caso però non è utile ai nostri discorsi sugli ammassi. Se non conosciamo le dimensioni di una stella possiamo comunque conoscerne il tipo una volta nota la temperatura. Il diagramma HR, infatti, ci mostra come una nana bianca possa avere una temperatura di 7000 Kelvin esattamente come una supergigante o una stella di sequenza principale. Data la temperatura, analizzare lo spettro di una stella ci consente di inquadrarla nelle varie categorie. Pagina 6 Charles MessieR 3. Massa stellare La caratteristica principale di una stella di sequenza principale come il Sole è quella di bruciare idrogeno in elio attraverso le fusioni nucleari interne. Molte stelle passano gran parte della propria vita in questa fase, ed è per questo che la maggior parte delle stelle appartiene alla fascia di sequenza principale. Perché esistono questi enormi range di luminosità e temperatura? Gli astronomi hanno determinato le masse delle stelle usando sistemi binari, e scoprendo che la massa stellare aumenta man mano che si procede lungo la sequenza principale, risalendola. Le stelle di tipo O, calde e luminose, possono avere masse che arrivano a 100 FIGURA 7: DIAGRAMMA HR E MASSA STELLARE masse solari, mentre le stelle presenti nel lato opposto della sequenza giungono ad avere masse pari a 0,1 masse solari. In ogni caso, generalmente, le stelle molto luminose sono molto grandi o hanno elevate temperature, oppure presentano tutti e due i fattori in diversa combinazione. Le stelle nel lato sinistro in alto del diagramma hanno luminosità migliaia di volte superiori a quella del Sole ma sono soltanto 10 volte più grandi della nostra stella. Significa che la loro temperatura superficiale è nettamente più alta di quella del Sole. Pagina 7 Charles MessieR DIAGRAMMA HR E AMMASSI APERTI Passiamo dalla teoria ai casi pratici degli ammassi aperti, analizziamo NGC 2264 in Monoceros e M45 nel Toro. FIGURA 8: AMMASSO APERTO NGC2264 IN UNICORNO Il diagramma HR è riferito all'ammasso aperto NGC2264 nella costellazione dell'Unicorno: tutte le stelle di grande massa (le più calde, con una temperatura di circa 20.000 K) hanno già raggiunto la fase di sequenza principale mentre quelle con temperatura intorno ai 10.000 K si trovano ancora in fase di formazione, sebbene nelle ultime fasi dello stage di pre-sequenza principale (le reazioni nucleari sono appena iniziate). Gli astronomi hanno comparato questo diagramma con il modello teorico ed hanno dedotto che si tratta di un ammasso veramente giovane, con una età di circa 2 milioni di anni. FIGURA 9: DIAGRAMMA HR DI NGC 2264 Pagina 8 Charles MessieR Per contro, possiamo commisurare il diagramma appena visto con un diagramma relativo all'ammasso aperto più popolare, le Pleiadi (M45 nel Toro) Risulta subito evidente che l'ammasso aperto delle Pleiadi è senza dubbio più vecchio del primo visto che molte stelle sono già in fase di sequenza principale. L'ammasso infatti dovrebbe avere tra 50 e 100 milioni di anni. Inoltre, guardando nell'area compresa tra 10.500 K ed una luminosità tra 10 e 10 alla seconda luminosità solari sarà possibile vedere poche stelle che non sembrano appartenere alla sequenza principale: non si tratta di stelle che si stanno ancora formando ma di stelle molto massicce che hanno già abbandonato la fase di sequenza principale. Sono le prime ad essere state formate e si stanno evolvendo verso altre forme stellari. FIGURA 10: AMMASSO APERTO M45 (PLEIADI) Hanno in pratica terminato la scorta di idrogeno ed ora stanno bruciando elio. Per il resto, moltissime delle stelle più piccole e fredde hanno già raggiunto la fase di sequenza principale. FIGURA 11: DIAGRAMMA HR DI M45 Riepilogando: le stelle possono essere caratterizzate per dimensione e colore e laddove non è possibile risalire direttamente alla dimensione è possibile farlo attraverso la luminosità. Se una stella è molto calda ma poco luminosa vuol dire che è piccola, se invece è molto fredda ma molto luminosa vuol dire che è una stella gigante. Queste famiglie di stelle sono legate molto da vicino all’evoluzione stellare e proprio questo ci consente di stabilire se un ammasso aperto è giovane o meno giovane e se è prossimo allo scioglimento o meno. Pagina 9 Charles MessieR CLASSIFICAZIONE DEGLI AMMASSI APERTI Proprio per le notevoli differenze tra gli ammassi, dovute alle differenze tra le stelle che li compongono, esistono diversi parametri che consentono la classificazione degli ammassi aperti. Gli ammassi vengono classificati in base a quattro parametri, secondo la classificazione proposta da Harlow Shapley. In base al grado di concentrazione: Numero Concentrazione Caratteristiche I Isolato Forte concentrazione di stelle intorno al centro II Isolato Debole concentrazione di stelle intorno al centro III Isolato Nessuna concentrazione di stelle intorno al centro IV Non isolato Ammasso confuso con le stelle limitrofe Mentre in una galassia come la nostra le stelle distano l'una dall'altra in media 6-7 anni luce, all'interno di un ammasso la distanza tra le stelle scende a circa 2 anni luce, quindi la metà della distanza che ci separa da Proxima Centauri, la stella a noi più vicina. In base alla variazione di splendore delle stelle viene assegnato un numero arabo: Numero Variazione di splendore Caratteristiche 1 Modesta Le stelle differiscono per una modesta variazione di splendore 2 Moderata Le stelle differiscono per una moderata variazione di splendore 3 Ampia Le stelle differiscono per una ampia variazione di splendore In base alla ricchezza di oggetti, invece, viene assegnata all'ammasso una lettera minuscola: Numero Ricchezza Caratteristiche P Povero Popolazione con meno di 50 stelle M Moderato Popolazione tra 50 e 100 stelle R Ricco Popolazione di più di 100 stelle N Nebulosità L'ammasso presenta ancora i residui della nebulosità dalla quale è nato Pagina 10 Charles MessieR Un'altra classificazione, meno dettagliata, assegna una lettera soltanto in base a caratteristiche di ricchezza e concentrazione. E' la classificazione di Trumpler che prevede: Lettera Caratteristiche C Molto ampio e irregolare D Ampio e povero di stelle E Ricchezza intermedia F Abbastanza ricco G Molto ricco e concentrato Due punti possono provocare problemi: la magnitudine e la dimensione dell'ammasso. La magnitudine stimata di un ammasso potrebbe essere il risultato delle stelle più brillanti di esso oppure il risultato di un grande numero di stelle meno brillanti. Inoltre, il diametro di un ammasso è spesso stimato male, sulla base di piante fotografiche che hanno una somiglianza molto bassa con quanto visto effettivamente nell'oculare. LA FINE DEGLI AMMASSI APERTI L'ammasso aperto resta apparentemente stabile per pochi milioni di anni, sebbene al suo interno si verifichino cambiamenti enormi. Due processi su tutti sono i responsabili di questi cambiamenti, visto che l'evoluzione degli ammassi aperti dipende sia dal contenuto iniziale sia dalla forza gravitazionale che lega le componenti. Dal punto di vista del contenuto iniziale, se un ammasso contiene stelle di classe spettrale O, B e A (ovvero molto calde e con colore azzurro-bianco), queste stelle diventeranno probabilmente supernovae in tempi astronomicamente brevi, lasciando nell'ammasso le stelle a più lenta formazione ed evoluzione, le meno massicce e meno luminose di classe A ed M. Un esempio famoso di questo tipo di ammassi è lo Scrigno dei Gioielli nella Croce del Sud, pieno zeppo di stelle rosse molto anziane e con molte componenti già esplose. Per quanto riguarda la forza gravitazionale, invece, prima o poi l'ammasso sarà destinato a cadere sotto l'effetto dell'attrazione esercitata dagli ammassi globulari e dal mezzo interstellare. L'effetto cumulato farà si che le stelle meno massicce dell'ammasso acquisteranno la velocità di fuga necessaria a fuggirne. Il risultato sarà una riduzione dell'ammasso stesso. Ciò che resta è un flusso molto largo di stelle dotate più o meno di uno stesso moto proprio nel cielo e di caratteristiche spettrali simili. Un esempio stupefacente di tutto questo è rappresentato dalla costellazione intera della Chioma di Berenice, l’unica costellazione – insieme all’Orsa Maggiore – le cui componenti non sono legate soltanto dal punto di vista prospettico ma anche effettivamente fisico. FIGURA 12: SCRIGNO DEI GIOIELLI Pagina 11 Charles MessieR Gli ammassi non hanno infatti una lunga durata: durante il loro movimento interno alle galassie, le varie stelle vengono liberate una ad una, sotto la maggiore attrazione degli altri oggetti cosmici. All'interno della galassia dovrebbero esserci, infatti, masse enormi di materia oscura che attraggono le componenti dell'ammasso fino a farle distaccare dalla loro nebulosa di origine. Un ammasso, in pratica, può durare qualche centinaia di milioni di anni. Una prova dell'immutabilità degli ammassi su tempi geologicamente significativi si ha proprio dalle Pleiadi e da come sono state rappresentate circa 165.000 anni fa sulle scene di caccia dipinte nelle grotte di Lascaux: l'uomo delle caverne vedeva la stessa forma che vediamo ancora oggi. FIGURA 13: LA RAPPRESENTAZIONE DEL TORO E DELLE PLEIADI A LASCAUX GLI AMMASSI APERTI NELLA VIA LATTEA Nella Via Lattea si contano circa un migliaio di ammassi aperti, ma molti sono bloccati dalle polveri galattiche. Sono più numerosi nelle regioni a maggior tasso di nascita stellare, quindi nei bracci della nostra Galassia laddove esiste più materiale a disposizione per la formazione di nuove stelle. Raro trovarli altrove, dal momento che la vita di un ammasso non consente, per longevità, agli stessi di attraversare interamente i bracci galattici. Nella nostra Galassia, la distribuzione dipende dall’età. Gli ammassi più antichi sono più distanti dal centro galattico visto che le forze di marea sono maggiori nelle regioni centrali galattiche e determinano la disgregazione di questi oggetti. Sebbene uno star hopping tra gli ammassi aperti potrebbe farci pensare ad una dislocazione casuale nel cielo di questi oggetti, in realtà le survay del cielo mostrano invece come dei migliaia di ammassi che sono stati scoperti soltanto pochissimi di essi distano più di 25° dall'equatore galattico. Alcune zone ne sono molto ricche, come ad esempio le costellazioni di Cassiopea e Poppa, ma questo dovrebbe essere dovuto soltanto alla maggiore assenza di polveri lungo la linea visuale che ci consente di scorgere il piano della spirale della Galassia. Pagina 12 Charles MessieR GLI AMMASSI APERTI DEL CATALOGO DI MESSIER Una breve carrellata degli ammassi aperti compresi nel catalogo di Messier. M6 - Ammasso della Farfalla FIGURA 14: M6 Visibile nella costellazione dello Scorpione, e quindi ammaso prettamente estivo. Scoperto da Hodierna nel 1654, si trova a 2000 anni luce da noi ed è di categoria II3m (isolato e poco concentrato, con stelle che differiscono molto per variazione di luminosità e con popolazione moderata). La sua età stimata è di 100 milioni di anni e la sua dimensione è di circa 6 anni luce di ampiezza, che alla sua distanza porta ad una dimensione apparente di 25’. L’età è avvalorata dal fatto che, sebbene le stelle siano in prevalenza giovani stelle blu, la più brillante è una stella evoluta di colore arancione. M7 – Ammasso di Tolomeo Ancora nella costellazione dello Scorpione, è tra i più luminosi e ampi. Scoperto da Tolomeo nel 130, dista da noi 800 anni luce e si espande nel cielo per 80’, quindi la sua dimensione raggiunge i 40 anni luce. La sua età è stimata in 200 milioni di anni. La sua tipologia è I3m, quindi è molto concentrato, con stelle che differiscono molto per variazione di luminosità e con una popolazione moderata, tra 50 e 100 componenti. La stella più FIGURA 15: M7 brillante è una gigante di colore giallo, quindi con temperatura simile a quella del nostro Sole. La maggior parte delle stelle visibili è comunque rappresentata da stelle azzurre. M11 – Ammasso dell’anitra selvatica Nella costellazione dello Scudo, M11 si trova a 6200 anni luce di distanza ed è stato scoperto nel 1681 da Kirch. La sua estensione nel cielo è di 14’ e la sua età stimata è di 250 milioni di anni. La categoria è I2r, quindi è un ammasso molto concentrato, le stelle non differiscono molto per variazione di splendore ed è molto ricco di stelle. Proprio per la grande FIGURA 16: M11 concentrazione di stelle potrebbe sembrare un ammasso globulare, ma in tal caso le stelle sarebbero di età molto più avanzata ed arancioni. Si tratta invece proprio di un ammasso aperto molto concentrato, con una popolazione di circa 2900 stelle. Pagina 13 Charles MessieR M18 Ammasso aperto tra i meno appariscenti, nella costellazione del Sagittario. Scoperto da Charles Messier nel 1764, ha una distanza di 4900 anni luce per una dimensione apparente di 9’, che corrispondono a circa 9 anni luce di ampiezza reale. Si tratta di un ammasso di classe II3pn, quindi non ha una concentrazione significativa verso le zone centrali, le sue stelle hanno luminosità molto differenti e presenta meno di 50 FIGURA 17: M18 elementi, con l’aggiunta di una leggera nebulosità rimasta dalla formazione. Ed infatti l’ammasso è molto recente, con soli 32 milioni di anni di vita stimata, testimoniata dalle stelle di colore azzurro e dall’assenza di stelle evolute. M21 Scoperto da Charles Messier nel 1764 nella costellazione del Sagittario, M21 ha una distanza di 4200 anni luce ed una dimensione apparente di 13’. Si tratta di un ammasso aperto di classe I3m, quindi molto concentrato verso le zone centrali, con stelle che differiscono molto per luminosità e modestamente popolato, con componenti tra 50 e 100. Addirittura le stelle distano l’una dall’altra circa un anno luce, a testimonianza dell’elevata concentrazione. FIGURA 18: M21 E’ posto in un campo stellare davvero ricchissimo, nei pressi della Trifid Nebula. La prevalenza di stelle caldissime e azzurre e la totale assenza di stelle in stadio di vita evoluto porta ad una stima di età inferiore a 5 milioni di anni, quindi si tratta di un oggetto davvero “neonato”. M23 Ammasso aperto scoperto da Charles Messier nel 1764 nella costellazione del Sagittario. Si trova a circa 2200 anni luce di distanza e la sua dimensione apparente è di 27’, corrispondenti a circa 20 anni luce. FIGURA 19: M23 La classe di appartenenza è I2r, quindi risulta molto concentrato e con deboli variazioni di splendore nelle sue componenti, che peraltro sono identificate in circa 150 stelle. L’età stimata è di circa 260 milioni di anni. Pagina 14 Charles MessieR M24 – Nube stellare del Sagittario M24 è noto anche come Nube stellare del Sagittario o Nube delle Caustiche e si tratta di un insieme di stelle scoperto da Charles Messier nel 1764. Dista circa 10.000 anni luce ed ha una dimensione di circa 50 anni luce. FIGURA 20: M24 Messier parlò di una “evidente nebulosità… al cui interno abbondano stelle di differenti lumonisità”. Herschel puntò invece l’indice sull’ammasso aperto NGC6603 e molti astronomi successivi iniziarono ad indicare con M24 proprio questo ammasso anziché all’intera nube. M25 Brillante ammasso aperto nel Sagittario, scoperto da de Chéseaux nel 1745. Ha una distanza di 2000 anni luce ed una dimensione nel cielo di 32’, corrispondenti a circa 10 anni luce. La classe di appartenenza è IV3r quindi risulta affatto concentrato e confuso con le stelle in background, sebbene le stelle che gli appartengono siano molto variabili in splendore e molto numerose tanto da configurarlo come un ammasso ricco. In tutto dovrebbero esserci una cinquantina di stelle più brillanti di FIGURA 21: M25 magnitudine 12 più qualche dozzina di stelle più deboli. Messier descrisse l’ammasso come “ammasso di piccole stelle fra la testa e l’estremità dell’arco del Sagittario. Le stelle si vedono con difficoltà”. L’età stimata è di 90 milioni di anni. M26 Ammasso aperto nella costellazione dello Scudo, scoperto da Messier nel 1764. Dista circa 5000 anni luce ed ha una dimensione apparente di 15’, che alla sua distanza corrispondono ad una dimensione reale di 11 anni luce. La classe è II2r, quindi le numerose stelle che lo compongono differiscono poco in termini di splendore e l’ammasso non risulta molto concentrato verso le zone centrali. La popolazione FIGURA 22: M26 dovrebbe essere di un centinaio di stelle, con una età di circa 89 milioni di anni. Invece di un addensamento centrale, l’ammasso contiene una regione a bassa densità stellare proprio vicina al nucleo, il che dovrebbe essere dovuto all’estinzione causata da banchi di polvere tra noi e l’ammasso stesso. Pagina 15 Charles MessieR M29 Piccolo ammasso nella costellazione del Cigno scoperto da Messier nel 1764. La sua distanza è incerta, tra 4000 e 7200 anni luce, per una dimensione apparente di 7’. La sua età è stimata in circa 10 milioni di anni, quindi molto giovane. La classe di appartenenza è III3pn, quindi si caratterizza per una totale assenza di addensamento centrale, per ampie variazioni di splendore delle poche FIGURA 23: M29 stelle (una cinquantina) che ne fanno parte e per la presenza del resto della nebulosità dalla quale le stelle stesse hanno preso vita. Sei stelle sono disposte in modo tale da riprodurre in piccolo la costellazione di Pegaso. Appare più debole di quanto non sia in realtà, a causa delle polveri presenti in quantità molto massiccia nella parte di cielo occupata. M 34 Ammasso aperto nella costellazione del Perseo, scoperto da Hodierna nel 1654. Distante 1400 anni luce da noi, il suo apparente diametro di 35’ corrisponde a circa 7 anni luce di dimensione effettiva. Classificato come ammasso I3m, quindi è concentrato verso il suo nucleo ed è caratterizzato da stelle di vario splendore e da un numero di componenti intorno a 100. La presenza di stelle in stadio evolutivo avanzato porta la stima dell’età ad un valore di circa 180 milioni di anni. FIGURA 24: M34 M 35 Ammasso aperto nei Gemelli, scoperto da de Cheséaux nel 1745. Si trova ad una distanza di 2800 anni luce ed ha un diametro apparente di 28’. La classe di appartenenza è III3r, quindi è un ammasso molto ricco, per nulla concentrato verso il suo nucleo e con ampie differenze in termini di splendore delle componenti. FIGURA 25: M35 La presenza di stelle giganti rosse e di giganti gialle, nonché di numerose stelle in fase post-sequenza principale, ha indotto ad una stima di età di almeno 110 milioni di anni. Pagina 16 Charles MessieR M 36 Ammasso aperto nella costellazione di Auriga, scoperto da Hodierna nel 1654. La sua distanza di 4100 anni luce fa si che i suoi 14 anni luce di ampiezza ci appaiano come 12 primi d’arco nel cielo. Si tratta di un ammasso giovane, la cui età è stimata in circa 25 milioni di anni ed è avvalorata dal fatto che al suo interno non compare alcuna stella gigante rossa. Le componenti principali sono tutte giganti blu. Si tratta di un ammasso molto simile a quello delle Pleiadi. FIGURA 26: M36 M 37 Ammasso aperto posto in Auriga, fino al 1985 si pensava che la scoperta fosse da attribuire a Messier nel 1771 e invece già Hodierna ne parlò nel 1654. Distante 4000 anni luce dalla Terra, il suo diametro reale di 20 anni luce ci appare come una macchia di 23 primi d’arco. Di classe I2r, l’ammasso è quindi molto concentrato verso il FIGURA 27: M37 nucleo, con tante stelle che variano poco in fatto di splendore. Se contiamo le stelle fino a magnitudine 15 arriviamo a spuntare ben 500 stelle. L’età è stata stimata in 300 milioni di anni, e proprio per questo la colorazione delle stelle va dal blu delle più giovani al rosso di quelle che hanno già abbandonato la fase di sequenza principale per diventare giganti. M 38 Ammasso aperto in Auriga, scoperto da Hodierna nel 1654. Dista da noi circa 4200 anni luce, che riducono i suoi 25 anni luce di ampiezza a circa 21’ di apparenza. FIGURA 28: M38 E’ un ammasso poco concentrato, di classe II, la cui età è stimata in circa 220 milioni di anni. La stella più brillante è una ipergigante gialla di magnitudine 8, mentre tante altre stelle sono ancora in fase di sequenza principale. Pagina 17 Charles MessieR M39 Brillante ammasso aperto nel Cigno, scoperto da Messier nel 1764. Dista da noi 830 anni luce circa ed ha una dimensione apparente molto ampia di 32’, che corrispondono a circa 3,5 anni luce. La classe di appartenenza è II3mn, quindi l’ammasso è poco concentrato verso il suo baricentro, le stelle hanno ampie variazioni di splendore ed è composto da un numero discreto di stelle. Presenta segni di nebulosità, ma il fatto che la sua età sia stimata in circa 280 milioni di anni lascia FIGURA 29: M39 pensare che si tratti di una nebulosità sovrapposta e non di quella che originariamente ha dato vita alle stelle dell’ammasso. Il diagramma HR dell’ammasso mostra tutte stelle di sequenza principale, con le più grandi prossime alla fase di gigante rossa. M40 M40 viene inserito tra gli ammassi aperti nel catalogo di Messier ma in realtà si tratta soltanto di una doppia ottica nella costellazione dell’Orsa Maggiore, come lo stesso astronomo francese descrisse all’epoca. Le stelle sono molto separate quindi non dovrebbe trattarsi di un sistema binario legato gravitazionalmente ma soltanto di due stelle prospetticamente vicine. Nulla a che fare, comunque, con gli ammassi aperti. FIGURA 30: M40 M41 – Piccolo Alveare Ammasso aperto del Cane Maggiore, nei pressi della Via Lattea, scoperto da Hodierna nel 1654. Distante circa 2400 anni luce, appare di 38’ di ampiezza che corrispondono a circa 25 anni luce reali. La classe di appartenenza è I3r, quindi risulta molto ricco (un centinaio di stelle) e concentrato verso il nucleo, con stelle che differiscono molto in termini di splendore. Fu inserito nel Catalogo di Messier nel 1764. La stima FIGURA 31: M41 dell’età porta ad un valore che si attesta intorno ai 200 milioni di anni, molto dotato di stelle azzurre ma con altre stelle in fase evoluta, se è vero che la più brillante è una gigante arancione di magnitudine 6,9. Pagina 18 Charles MessieR M 44 – Presepe – Alveare Famoso ammasso nella costellazione del Cancro, scoperto già nel 260 a.C., molto brillante e tra i più vicini, distando soltanto 580 anni luce da noi. La sua dimensione apparente sfiora il grado e corrisponde a 23 anni luce reali. FIGURA 32: M44 La classificazione lo vede come I3r, quindi con un numero di stelle intorno a mille e dotate di simili splendori, a comporre un ammasso abbastanza concentrato verso il suo nucleo. La presenza di stelle di tipo gigante fa stimare l’età dell’ammasso in circa 700 milioni di anni. Del resto è proprio la varietà di colori che ha fatto battezzare questo ammasso come Presepe. M 45 – Pleiadi – Sette Sorelle Ammasso aperto nel Toro, il più famoso e visibile perfettamente ad occhio nudo. Scoperto fin dai tempi antichissimi, dista da noi 440 anni luce, che ce lo fanno apparire come un gruppetto di stelle di 110’ a fronte della dimensione di 12 anni luce. Classe I3rn, quindi si presenta come un ammasso molto ricco di stelle concentrate verso il nucleo, con splendori che variano molto all’interno del gruppo e con una nebulosità che avvolge le componenti stesse, sebbene non si tratti della nebulosità che le ha originate. Alcune stelle hanno già abbandonato la fase di sequenza principale e l’età dell’ammasso è stimata tra 80 e 150 milioni di anni. FIGURA 33: M45 Pagina 19 Charles MessieR M46 M46 è un ammasso aperto nella costellazione della Poppa, scoperto da Charles Messier nel 1771 e distante da noi circa 5400 anni luce. La sua dimensione apparente di 27’ corrisponde, per la sua distanza, ad una ampiezza di 15 anni luce. La sua caratteristica principale è legata alla presenza al suo interno di una nebulosa planetaria (NGC 2438) che in realtà è molto più vicina dell’ammasso, quindi è solo prospettica L’età dell’ammasso è stimata in circa 300 milioni di anni. La classe di appartenenza è II2r, quindi è un ammasso molto ricco e poco concentrato nel nucleo, con variabilità poco marcata in termini di splendore stellare. FIGURA 34: M46 M47 FIGURA 35: M47 Ammasso aperto nella Poppa, scoperto da Odierna nel 1654, sebbene fino al 1985 si pensava che fosse stato Messier a scoprirlo nel 1771. Messier indicò questo oggetto sbagliandone le coordinate, quindi a lungo è stato dato per disperso prima di ritrovarlo in NGC 2422. Distante 1600 anni luce, il suo diametro apparente di 30’ corrisponde ad una ampiezza reale di circa 6 anni luce. La classe di appartenenza è II3m, quindi contiene un numero medio di stelle tra loro molto diversificate in termini di splendore e non presenta concentrazione nel nucleo. La popolazione è composta prevalentemente da stelle azzurre ma non mancano le giganti arancioni. L’età è stimata in 78 milioni di anni. M48 Ammasso aperto nell’Idra al confine con l’Unicorno, scoperto da Messier nel 1771. Distante da noi 1500 anni luce, i suoi 11 anni luce di ampiezza ci appaiono come 54’ nel cielo notturno. La classe di appartenenza è ambigua a causa della difficoltà di verificare l’appartenenza di alcune stelle al’ammasso. Potrebbe quindi essere un ammasso ricco, concentrato e con molta variabilità di splendore (I3r) FIGURA 36: M48 oppure un ammasso di popolazione moderata, concentrata verso il nucleo e con stelle più o meno dotate della stessa brillantezza. L’età è stata stimata in 300 milioni di anni: le stelle sono in prevalenza azzurre ma ci sono tre giganti gialle in fase avanzata. Pagina 20 Charles MessieR M 50 Ammasso aperto nella costellazione dell’Unicorno, scoperto da Cassini nel 1711, M50 dista da noi 3200 anni luce e ci appare come un gruppetto di stelle di 16’ di ampiezza a fronte della dimensione reale che abbraccia 20 anni luce di universo. Classe II3r, l’ammasso è poco concentrato e presenta ampie variazioni di splendore delle stelle, presenti in numero elevato, di circa 200 componenti. Le stelle più luminose sono giganti FIGURA 37: M50 azzurre, ma al suo centro è presente una gigante rossa che contrasta molto bene con le altre, oltre a giganti gialle minori. L’età stimata dell’ammasso è di circa 75 milioni di anni. M 52 Ammasso aperto in Cassiopea, scoperto da Charles Messier nel 1774 in piena scia della Via Lattea. Distante 4500 anni luce, ci appare 13 primi d’arco nel cielo mentre la sua dimensione reale è di 19 anni luce. Di classe I2r, è molto concentrato verso il suo nucleo, con stelle che differiscono poco in quanto a splendore e che sono presenti in numero cospicuo. L’età è stimata in circa 160 milioni di anni, anche se se ne sentono di molto diverse in giro. In realtà le stelle principali sono ancora di sequenza principale, ma non mancano le giganti rosse in stadio avanzato a testimoniare una età in media con quella riportata. FIGURA 38: M52 Pagina 21 Charles MessieR M 67 Ammasso aperto nella costellazione del Cancro, scoperto da Koehler prima del 1779. Distante 2700 anni luce da noi, ci appare come un oggetto di 30’ di ampiezza, che corrispondono a circa 10 anni luce di dimensione reale. Classe I2r, quindi l’ammasso ci appare concentrato verso il suo nucleo, con tantissime stelle di splendore simile. Si tratta di uno degli ammassi più antichi, visto che le stime dell’età parlano di ben 3,5 miliardi di anni. Al FIGURA 39: M67 suo interno sono presenti stelle molto antiche, ovviamente, ma anche le cosiddette blue straggler, stelle “rigenerate” tipiche degli ammassi globulari. M73 Più che un ammasso aperto, M73 è un gruppo di quattro stelle ravvicinate nella costellazione dell’Acquario, quindi è solo un asterismo. Scoperto da Messier nel 1780, la distanza dovrebbe essere di 2.500 anni luce. Messier scorse al suo interno anche una debole nebulosità, ma riconobbe che si trattava soltanto di tre o quattro stelle. FIGURA 40: M73 M93 Ammasso aperto nella costellazione della Poppa scoperto da Messier nel 1781. Dista da noi 3600 anni luce e la sua dimensione apparente di 22’ corrisponde a circa 10 anni luce di grandezza reale. La classe di appartenenza è I3r, quindi è un ammasso molto concentrato verso il suo nucleo e con stelle, tante, molto diversificate in termini di splendore. Le stelle più brillanti sono giganti blu, per una età stimata di circa 100 milioni di anni, più o meno come le Pleiadi. FIGURA 41: M93 Pagina 22 Charles MessieR M103 – ammasso freccia Ammasso aperto posto nella costellazione di Cassiopea, scoperto da Pierre Méchain nel 1781. Inquadrato come classe II2m, è un ammasso non concentrato verso il nucleo, con un numero modesto di stelle dotate più o meno tutte dello stesso splendore. FIGURA 42: M103 E’ uno degli ammassi più lontani, posto a 9400 anni luce da noi, ed infatti ha una dimensione di 6’, corrispondenti a 15 anni luce reali. La popolazione è molto varia, andando da una prevalenza di stelle azzurre a stelle variabili ad una gigante rossa pulsante. L’età è incerta, e si aggira tra i 9 e i 25 milioni di anni. Pagina 23 Charles MessieR Il corso online “Speciale Messier” , viene trasmesso utilizzando il Network Skylive Telescopi Remoti. Per poter accedere al Network Skylive, è necessario collegarsi al sito www.skylive.it e scaricare il Client Skylive NG. Per mezzo di questo è possibile osservare in diretta dai telescopi siti in Italia e in Australia, nonché seguire eventi online. 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