Un ammasso globulare (detto anche ammasso chiuso o ammasso di alone) è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono sorretti al loro interno da una forte gravità, che dà loro il tipico aspetto sferico e mantiene al loro centro una densità di stelle relativamente molto elevata.
Gli ammassi globulari sono in genere composti da centinaia di migliaia di stelle vecchie, le stesse che compongono il nucleo, noto come bulge, di una galassia spirale, ma confinate in pochi parsec cubici. Gli ammassi globulari sono piuttosto numerosi: se ne conoscono 158 attorno alla Via Lattea, con forse altri 10-20 da scoprire, essendo nascosti all'osservazione dalla Terra dalle polveri interstellari che oscurano la vista in direzione del centro galattico; pare che le galassie più grandi possano averne un numero nettamente superiore (la Galassia di Andromeda potrebbe averne fino a 500). Alcune galassie ellittiche giganti (come M87) ne contano fino a 10.000. Questi oggetti sono considerati parte dellalone delle galassie, orbitando attorno ai centri di queste a distanze fino a 40 Kiloparsec (circa 130.000 anni luce) o più.
Ogni galassia del Gruppo Locale con massa sufficientemente grande ha associato un suo gruppo di ammassi globulari, mentre ogni grande galassia possiede un sistema esteso di questi oggetti. La Galassia Nana Ellittica del Sagittario e quella del Cane Maggiore sono in via di collisione ed assorbimento con la Via Lattea, donando così alla nostra Galassia i loro ammassi globulari associati (come Palomar 12). Ciò dimostra come molti degli ammassi globulari osservati nella nostra e in altre galassie possano essere appartenuti ad altre galassie "cannibalizzate".
L'alta densità stellare degli ammassi globulari fa sì che le interazioni tra stelle e le collisioni mancate siano relativamente frequenti. Il loro centro presenta caratteristiche ideali per la formazione di oggetti peculiari, come le stelle vagabonde blu (ritenute il risultato della fusione di due stelle) o pulsar veloci con periodi di millisecondi, tutti fenomeni presumibilmente risultanti dall'interazione tra più stelle.
Osservazione amatoriale
Gli ammassi globulari sono distribuiti lungo il piano galattico, concentrandosi, con pochissime eccezioni, solo in prossimità del centro galattico, in particolare in quell'area di cielo compresa tra le costellazioni di Ofiuco, Scorpione e Sagittario; degli oltre 150 ammassi globulari riconosciuti come appartenenti alla Via Lattea, ben 79 sono visibili entro i confini di queste tre costellazioni. All'osservazione amatoriale si distinguono dagli ammassi aperti sia per la morfologia, essendo questi ultimi molto meno densi, sia per il colore delle componenti, essendo gli ammassi aperti composti nella gran parte dei casi da stelle giovani e blu.
Alcuni ammassi globulari sono visibili ad occhio nudo e si presentano come delle piccole macchie chiare e dai contorni sfumati. I più luminosi sono Omega Centauri e 47 Tucanae, visibili solo dall'emisfero australe, e, da quello boreale, l'Ammasso Globulare di Ercole. Omega Centauri e 47 Tucanae sono così brillanti (quarta e quinta magnitudine rispettivamente), da aver ricevuto una sigla identificativa equivalente a quella di una stella. Altri ammassi globulari visibili ad occhio nudo in condizioni osservative eccellenti anche dalle latitudini temperate boreali sono M4 nello Scorpione ed M22 nel Sagittario.
Un buon binocolo consente di scorgere numerosi ammassi globulari, ma la loro natura stellare non viene svelata, mostrandosi ancora come delle macchie chiare, simili a stelle sfocate. Per risolvere almeno le stelle periferiche occorrono strumenti come telescopi amatoriali non inferiori ai 114-150mm di apertura, a causa della debolezza delle componenti stellari, che spesso sono di decima e undicesima magnitudine.
Il periodo più adatto per l'osservazione di questi oggetti cade nei mesi che nell'emisfero boreale equivalgono alla stagione estiva, in particolare il mese di luglio; le località ideali per la loro osservazione tuttavia ricadono nell'emisfero australe, e in particolare nella sua fascia tropicale, per varie ragioni: innanzitutto, la maggior parte degli ammassi globulari si trova a sud dell'equatore celeste, poiché lo stesso centro galattico si trova ad una declinazione di -29°; in secondo luogo, perché ammassi globulari come 47 Tucanae si trovano a declinazioni molto meridionali, e possono essere ben osservati solo a partire dalle zone vicine all'equatore, mentre l'ammasso globulare più settentrionale, NGC 6229, può essere osservato anche da quasi tutta la fascia temperata dell'emisfero australe.
Storia delle osservazioni
+ Prime scoperte di ammassi globulari Nome dell'ammasso Scopritore AnnoM22Johann Abraham Ihle1665ω CenEdmond Halley1677M5Gottfried Kirch1702M13Edmond Halley1714M71Philippe Loys de Chéseaux1745M4Philippe Loys de Chéseaux1746M15Giovanni Domenico Maraldi1746M2Giovanni Domenico Maraldi1746
M22 è stato il primo ammasso globulare scoperto, identificato nel 1665 dall'astronomo tedesco Johann Abraham Ihle. A causa della modesta apertura dei primi telescopi, fino all'osservazione di M4 da parte di Charles Messier non era stato possibile risolvere le singole stelle di un ammasso globulare. I primi otto ammassi scoperti sono elencati nella tabella; successivamente, il Lacaille aggiungerà 47 Tucanae, NGC 4833, M55, M69, e NGC 6397 nel suo catalogo del 1751-52.
William Herschel iniziò una campagna di osservazione nel 1782, usando telescopi con apertura maggiore di quelli fino ad allora in uso, che furono in grado di risolvere tutti i 33 ammassi globulari allora conosciuti. Oltre a questi, ne scoprì 37 di nuovi. Nel suo secondo catalogo degli oggetti del profondo cielo del 1789 fu il primo ad usare il termine ammasso globulare per la descrizione di questi oggetti.
Il numero di ammassi identificati continuò ad aumentare, al punto che se ne contavano 83 già nel 1915, 93 nel 1930 e 97 nel 1947; il numero di ammassi scoperti nella Via Lattea è 158, su un totale stimato di 180 ± 20. Gli ammassi che non sono ancora stati scoperti potrebbero, secondo gli studiosi, nascondersi dietro polveri e gas.
Harlow Shapley iniziò nel 1914 una serie di studi degli ammassi globulari, pubblicati in 40 articoli scientifici. Shapley esaminò le variabili cefeidi negli ammassi e utilizzò la relazione tra il periodo e la luminosità per stimarne le distanze.
Shapley sfruttò inoltre la distribuzione asimmetrica degli ammassi per determinare le dimensioni della Via Lattea. Ipotizzando una distribuzione approssimativamente sferica degli ammassi attorno al centro galattico, stimò la distanza del Sole da quest'ultimo. Nonostante la distanza calcolata si fosse in seguito rivelata eccessivamente elevata (ma nello stesso ordine di grandezza del valore successivamente accettato dagli scienziati), riuscì a dimostrare che la Galassia era molto più estesa rispetto a ciò che si pensava fino a quel momento. Gli errori nella stima di Shapley furono causati dalle polveri che diminuiscono la luce proveniente dagli ammassi, facendoli sembrare più distanti di quanto lo siano in realtà.
Tra gli altri risultati ottenuti da queste stime, venne scoperto che il Sole era relativamente distante dal centro della Galassia, contrariamente a quello che si era dedotto in precedenza dalla distribuzione delle stelle. Infatti queste ultime giacciono sul disco galattico e sono spesso oscurate da polveri, mentre gli ammassi globulari si trovano fuori dal disco e possono essere osservati a distanze molto superiori.
Shapley venne in seguito assistito nei suoi studi sugli ammassi da Henrietta Swope e Helen Battles Sawyer. Dal 1927 al 1929 Shapley e Sawyer iniziarono a catalogare gli ammassi in base al grado di concentrazione rispetto al loro nucleo. Gli ammassi vennero catalogati in dodici classi, dove la Classe I era costituita da quelli più concentrati e la Classe XII quelli meno. Questa suddivisione è nota come la Classe di concentrazione di Shapley/Sawyer (a volte viene indicata con numeri normali invece che numeri romani, ad es. Classe 5).
Alcuni astronomi della Pontificia università cattolica del Cile hanno proposto un nuovo tipo di ammasso in base a osservazioni del 2015: gli ammassi globulari oscuri.
Composizione
Gli ammassi globulari sono composti generalmente da centinaia di migliaia di stelle vecchie a bassa metallicità, di tipo simile a quelle presenti nel bulge di una galassia a spirale; queste stelle sono confinate in un volume di qualche parsec cubico, e non sono in genere circondate da gas e polveri.
La densità delle stelle è molto elevata (in media, circa 0,4 stelle per parsec cubico, aumentando a 100 o 1000 stelle per parsec cubico nel nucleo dell'ammasso), e non sembrerebbero certo ambienti favorevoli per la sopravvivenza di un sistema planetario: le orbite planetarie infatti sono dinamicamente instabili nelle vicinanze dei nuclei di ammassi densi a causa delle perturbazioni gravitazionali generate da stelle che transitano nelle vicinanze. Un pianeta in orbita ad una distanza di una UA da una stella che si trova all'interno del nucleo di un ammasso come 47 Tucanae sopravviverebbe solo qualche centinaio di milioni di anni. Tuttavia è stato trovato un sistema planetario in orbita attorno ad una pulsar, catalogata come PSR B1620-26, che appartiene all'ammasso globulare M4.
Con qualche eccezione, ogni ammasso possiede un'età ben definita; la maggior parte delle stelle appartenenti ad un ammasso infatti è nella stessa fase evolutiva, e probabilmente quindi si è formata nella stessa epoca. Tutti gli ammassi conosciuti non possiedono nuove stelle in formazione; regioni molto ampie di formazione stellare note col nome di super ammassi stellari, come Westerlund 1 nella Via Lattea, potrebbero essere i precursori degli ammassi globulari.
Alcuni ammassi, come Omega Centauri nella Via Lattea e Mayall II nella Galassia di Andromeda, sono straordinariamente massicci (diversi milioni di masse solari) e contengono popolazioni diverse di stelle; entrambi possono essere considerati la prova che i super ammassi stellari sono in realtà i nuclei di galassie nane che sono state inglobate da galassie più grandi. Alcuni ammassi globulari (come M15) hanno nuclei estremamente massicci che potrebbero ospitare persino buchi neri, anche se dalle simulazioni non possono essere escluse concentrazioni di stelle di neutroni o nane bianche particolarmente grandi.
Metallicità
Gli ammassi globulari sono normalmente costituiti da stelle di popolazione II con bassa metallicità, a differenza delle stelle di popolazione I con metallicità elevata come il Sole (in astronomia i metalli sono tutti gli elementi più pesanti dell'elio, dunque anche quelli che in chimica non sono considerati tali, come il carbonio).
L'astronomo olandese Pieter Oosterhoff notò che sembrano esserci due popolazioni di ammassi globulari, che divennero note come gruppi di Oosterhoff; il secondo gruppo possiede delle stelle variabili di tipo RR Lyrae dal periodo più breve. Entrambi i gruppi hanno deboli linee spettrali relative agli elementi metallici, ma quelle del tipo I (OoI) non sono così deboli come quelle del tipo II (OoII); per questo il tipo I è detto ricco in metalli e il tipo II povero in metalli.
Queste due popolazioni sono state osservate in molte galassie, specialmente nelle galassie ellittiche massicce; entrambi i gruppi hanno età simili (quasi quanto l'età dell'Universo stesso), ma differiscono nell'abbondanza dei metalli. Sono state formulate molte ipotesi per spiegare queste sottopopolazioni, tra cui fusioni di galassie ricche di gas interstellare, accrescimento di galassie nane e intensi e ripetuti fenomeni di formazione stellare. Nella Via Lattea gli ammassi poveri di metalli sono associati con l'alone galattico e quelli ricchi di metalli con il bulge galattico.