• ammassi stellari aperti giovani
• Lithium Depletion Buondary
• metodi di datazione

Nel disco della nostra Galassia sono presenti raggruppamenti di stelle che prendono il nome di ammassi aperti: per le stelle che ne fanno parte si possono supporre con buona approssimazione stessa età, composizione chimica originale e distanza dalla Terra; l’unico parametro che le differenzia è la massa. Queste caratteristiche fanno sì che un ammasso sia un “laboratorio ideale” per lo studio dell’evoluzione stellare. Infatti, per stelle di una data composizione chimica i tempi evolutivi variano in funzione della massa (in particolare, stelle più massicce evolvono più velocemente): studiando gli ammassi è quindi possibile osservare le caratteristiche osservative di stelle della stessa età ed alla stessa distanza da noi in diverse fasi evolutive. Per le stelle appartenenti ad un ammasso aperto, il confronto tra tali osservabili e le predizioni dei modelli di evoluzione stellare serve sia per testare la bontà di suddetti modelli che per determinare altre caratteristiche dell’ammasso considerato. I tre principali metodi di datazione degli ammassi aperti si basano appunto su tale confronto e sono il metodo della Lithium Depletion Boundary (abbreviato LDB), quello della luminosità al Turn Off/Overall Contraction (abbreviato TO/OC) e quello delle isocrone di Pre-sequenza. Mentre il metodo della luminosità al TO/OC si basa sulle caratteristiche osservative delle stelle alla fine della fase di combustione centrale dell’idrogeno, detta Sequenza Principale, gli altri due sfruttano quelle della fase evolutiva immediatamente precedente ad essa, detta per tale motivo Pre-sequenza Principale.
Un problema ben noto in letteratura è la differenza tra le età ottenute per uno stesso ammasso tramite metodi di datazione diversi. In particolare, c’è stato un notevole interesse nel paragonare due metodi completamente diversi: quello del confronto teoria-osservazioni per la luminosità della fase di TO/OC e quello della LDB, che si basa invece sulle predizioni dell’abbondanza superficiale di Litio per le stelle dell’ammasso e sulla misura di tali abbondanze. I primi studi effettuati tramite il metodo della LDB davano età sistematicamente più alte rispetto a quello della luminosità al TO/OC, di un fattore pari a circa (1.2÷1.6). Ad esempio, verso la fine degli anni ’90 la datazione tramite la LDB attribuiva all’ammasso aperto delle Pleiadi un’età di circa 120 Myr (Basri et al., 1996; Stauffer et al., 1998), mentre l’età stimata tramite il TO/OC era circa 79 Myr (Patenaude 1978). Analogamente, per l’ammasso Alpha Persei le età stimate tramite la LDB e la luminosità al TO/OC erano rispettivamente circa 78 Myr (Basri & Martin, 1999; Stauffer et al., 1999) e circa 63 Myr (Patenaude 1978). Differenze analoghe sono state riscontrate da Oliveira et al. (2003) per quanto riguarda le stime di età ottenute tramite la LDB e le isocrone di PMS per due ammassi aperti, NGC 2547 e IC 2391: per NCG 2547 il primo metodo dava un’età compresa nell’intervallo (35÷54) Myr, mentre il secondo (20÷35) Myr; per IC 2391 le età ottenute con i due metodi sono rispettivamente (48÷50)±5 Myr e (25÷40) Myr.
Più recentemente singoli ammassi sono stati datati con vari metodi, ma in letteratura non è presente una revisione sistematica del problema delle discrepanze in età dovute all'utilizzo di metodi diversi. Lo scopo di questa tesi è colmare questa lacuna verificando se, confrontando i risultati più recenti disponibili in letteratura per i singoli ammassi, le differenze tra i risultati dei tre metodi continuano a persistere, oppure se negli anni le migliori tecniche osservative e la migliore precisione dei modelli stellari delle diverse fasi evolutive coinvolte hanno portato ad un maggior accordo tra i risultati ottenuti con metodi diversi.
Gli ammassi aperti studiati nella presente tesi sono i nove appartenenti alla nostra Galassia per i quali si hanno stime di età tramite la LDB: Pleiadi, Alpha Persei, NGC 2547, IC 2391, Blanco 1, NGC 2169 e NGC 1960. Questi ammassi si trovano nel disco galattico, tutti in un raggio di circa 1 kpc dalla Terra, con valori di metallicità [Fe/H] che variano da circa -0.14 dex a circa +0.03 dex ed età comprese tra i 10 ed i 150 Myr.
Per ognuno degli ammassi sopraelencati, ho considerato tutte le stime di età disponibili dal 2000 in poi. Quello che è emerso dal confronto è che i risultati dei tre metodi di datazione per i nove ammassi aperti studiati sono in accordo entro gli errori, a parte il caso di Alpha Persei per il quale la Lithium Depletion Boundary dà un’età maggiore oltre le rispettive barre di errore sia rispetto al metodo della luminosità al TO/OC, che a quello delle isocrone di PMS. Per questo ammasso, le età stimate tramite il metodo della LDB potrebbero essere messe in discussione: infatti, gli autori che hanno utilizzato questo metodo di datazione sembrano aver considerato un limite troppo poco stringente per discriminare tra le stelle di Pre-sequenza che hanno bruciato il Litio atmosferico e quelle che invece lo hanno preservato (in base alla larghezza equivalente della riga del Litio). Correggendo tale limite, si vede infatti che la LDB dell’ammasso non è ben definita e che quindi non è possibile datare correttamente l’ammasso tramite tale metodo con i dati spettroscopici attualmente a disposizione. Per gli ammassi NGC 2547 ed IC 4665, invece, il metodo della luminosità al TO/OC dà un’età maggiore rispetto agli altri due metodi di datazione. Tuttavia in entrambi i casi, l’incertezza sulla stima di età al TO/OC è talmente alta che si ha comunque accordo entro gli errori con le rispettive età ottenute tramite la LDB e tramite le isocrone di PMS. Come è stato evidenziato da alcuni autori, per questi due ammassi il metodo della luminosità al TO/OC è meno affidabile a causa del basso numero di stelle presenti nella parte alta della Sequenza Principale.
Un risultato che è stato sottolineato nel presente lavoro è che non è più presente un’evidente discrepanza tra le età ottenute tramite il metodo della LDB e tramite quello della luminosità al TO/OC: infatti, si ha ancora una sovrastima dell’età da parte della LDB, ma comunque entro i rispettivi errori. La riduzione della discrepanza tra i due metodi è principalmente dovuta al miglioramento degli input fisici inseriti nei modelli stellari, che ha portato ad un aumento delle età stimate tramite la luminosità al TO/OC.
Anche per quanto riguarda le stime di età ottenute tramite la LDB e tramite le isocrone di PMS, non sono più presenti le evidenti discrepanze riscontrate una quindicina di anni fa, tanto che attualmente i risultati dei due metodi sono confrontabili.