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.
Le fotografie utilizzate nelle lezioni e nelle dispense sono di proprietà della NASA e dell’ESA,
oppure sono di libero utilizzo su web.
Gli argomenti trattati nelle lezioni sono frutto di conoscenze personali nonché dell’utilizzo di
fonti varie: libri, dispense, internet.
Relatori lezioni online: Antonio De Pieri
Stefano Capretti
Grafica:
(acer_35)
(Algol)
Daniela Gozzi (dany)
Realizzazione dispense:
Antonio De Pieri
Daniela Gozzi
Stefano Capretti
Testi lezioni:
Antonio De Pieri
Stefano Capretti
Pagina 24