• ammassi
• anticorrelazioni
• arrossamento
• diagrammi C-M

Gli ammassi globulari sono una classe di sistemi astrosici costituiti da un grande numero di stelle, tra qualche centinaia di migliaia e qualche milione, che formano una struttura gravitazionalmente legata. Gli ammassi globulari noti sono circa 150 disposti con simmetria sferica attorno al centro della Galassia. Gli ammassi globulari popolano quindi principalmente
l'alone galattico, una regione approssimativamente sferica esterna al disco.
Si ritiene che gli ammassi globulari siano tra gli oggetti piu antichi della nostra galassia; non contengono regioni di formazione stellare, e infatti le popolazioni stellari di cui sono composti sono molto vecchie, con eta maggiori
di 10 miliardi di anni. Questo fatto e confermato anche dal loro contenuto di metalli (elementi piu pesanti dell'elio che sono prodotti esclusivamente
all'interno delle stelle) che e in genere molto minore rispetto alle stelle del disco galattico, a conferma del fatto che le stelle di alone si sono formate prima di queste ultime.
Gli ammassi globulari sono stati considerati a lungo esempi di popolazioni stellari semplici, formati cioe da stelle nate dalla contrazione di un'unica nube di gas. Le stelle di una stessa popolazione stellare sono caratterizzate
dall'essere approssimativamente coeve e con composizioni chimiche omogenee. Con il progredire delle tecniche di osservazione si è pero manifestata via via l'evidenza che praticamente tutti gli ammassi globulari sono caratterizzati da variazioni stella a stella di numerosi elementi chimici e quindi da popolazioni stellari multiple.
Osservazioni recenti anche in stelle di sequenza principale hanno infatti mostrato peculiarità nelle composizioni chimiche tipiche di tutti gli ammassi globulari. In particolare in ogni ammasso una parte delle stelle osservate mostra, rispetto alle abbondanze osservate nelle altre stelle, anticorrelazioni negli elementi C-N e O-Na. Le stelle di alcuni ammassi mostrano anche
l'anticorrelazione Mg-Al (Carretta et al., 2009). Solo alcuni degli ammassi piu massicci presentano invece variazioni signicative di metallicita stella a stella.
Queste variazioni di composizione chimica stella a stella si sono dimostrate essere originali e non dovute a eetti evolutivi successivi (Gratton
et al., 2001). Una minoranza di ammassi globulari mostrano anche evidenze di tipo fotometrico della presenza di popolazioni multiple, sotto forma di tracce multiple nei diagrammi colore-magnitudine. Inoltre anche la grande estensione in temperatura del ramo orizzontale di alcuni ammassi, formato da
stelle che bruciano elio al centro, si puo spiegare con la presenza di due diverse popolazioni stellari con una dierenza nell'abbondanza iniziale di elio.
Questa ipotesi e in accordo sia con alcune tracce multiple nei diagrammi colore-magnitudine, spiegabili con variazioni nelle abbondanze di elio, sia con osservazioni spettroscopiche. L'abbondanza di elio si misura molto difficilmente con il metodo spettroscopico negli ammassi globulari, perche le righe di assorbimento sono ad alta energia e sono osservabili con temperature eettive raggiunte solo nel ramo orizzontale. In pratica si possono avere osservazioni attendibili solo in una piccola regione del ramo orizzontale in cui
le temperature eettive sono abbastanza alte e gli eetti evolutivi (pressione di radiazione e sedimentazione gravitazionale) non modicano in maniera signicativa l'abbondanza superciale di elio rispetto a quella originale.
Uno degli ammassi in cui e stata misurata spettroscopicamente l'abbondanza di elio in alcune stelle e l'ammasso M4: in alcune stelle di ramo orizzontale e stata trovata una percentuale di elio superciale in massa di Y=0.290.01, maggiore dei valori tipici della prima generazione degli ammassi globulari che sono stimati intorno a Y=0.25 (Villanova et al., 2012).
La composizione chimica e bimodale, con le anticorrelazioni tipiche degli ammassi globulari (Villanova & Geisler, 2011), mentre il diagramma osservativo colore-magnitudine non presenta una signicativa evidenza di multipopolazioni. Marino et al. (2008) hanno pero osservato una correlazione tra la composizione chimica e la posizione delle stelle in fase di gigante rossa nel diagramma colore-magnitudine.
Lo scopo di questa tesi e vericare l'effetto delle abbondanze bimodali sulle isocrone nel diagramma HR (luminosita-temperatura eettiva) e
nei diagrammi colore-magnitudine. Sono stati studiati sia l'eetto delle anticorrelazioni che quello di una variazione nell'abbondanza di elio.
In una prima fase ho generato isocrone con diverse composizioni chimiche con anticorrelazioni nelle abbondanze di C, N, O e Na, analizzando gli eetti sui diagrammi H-R e sui diagrammi colore-magnitudine. I modelli di evoluzione stellare sono stati calcolati tramite il codice FRANEC.
Una quantita sica importante per il calcolo dei modelli e l'ecienza dei fenomeni di interazione fotone-materia (opacita) che dipende, ovviamente,
dalla composizione chimica della materia stellare. Per il calcolo delle opacità ho quindi utilizzato un'interfaccia online (Marigo & Aringer, 2009) che
permette il calcolo di tabelle di opacita con abbondanze relative dei vari elementi selezionabili a scelta, adattando le tabelle per l'utilizzo da parte del nostro codice evolutivo. Per il calcolo dell'emissione di una stella alle varie lunghezze d'onda occorre un modello di atmosfera stellare. Per calcolare i diagrammi colore-magnitudine nelle varie bande ho quindi utilizzato i modelli di atmosfera di Castelli (2005) e Kurucz (1993) per le varie composizioni
chimiche.
Ho studiato gli effetti di anticorrelazioni piu o meno pronunciate e studiato le differenze tra le isocrone a diversi valori della metallicità, spaziando tra i valori tipici degli ammassi globulari.
In una seconda fase ho studiato i possibili effetti fotometrici delle variazioni di composizione chimica nell'ammasso M4. Dopo un'ampia ricerca in letteratura sulle caratteristiche dell'ammasso ed in particolare sui valori piu accreditati per l'abbondanza degli elementi delle varie popolazioni, ho effettuato il calcolo di tutta una serie di opportuni modelli nelle varie fasi evolutive e di isocrone tramite il codice di evoluzione stellare FRANEC.
Si verica che, nel caso di M4, le variazioni nelle abbondanze tra le due popolazioni portano ad una minima differenza tra le isocrone nel diagramma teorico luminosita-temperatura. Si verifica come atteso uno spostamento del
ramo orizzontale di eta zero nel caso di una popolazione piu ricca di elio.
Ho poi discusso gli effetti delle variazioni di abbondanze sui diagrammi colore-magnitudine. I risultati sono stati poi confrontati con dati osservativi, in particolare con quelli di Marino et al. (2008), trovando che le differenze previste tra le isocrone in fase di gigante rossa nel diagramma U-(U-B) sono molto minori di quelle effettivamente osservate.