THESIS: intervista all'astronomo Carmelo Barbaro

- di Saso Bellantone
Ricordo ancora quando entrai per la prima volta nella sua camera. Frequentavamo le scuole elementari in classi diverse, e ci conoscemmo per caso. Un giorno pranzai a casa sua e, nel pomeriggio, mi portò nella sua camera dove, passando in mezzo alle centinaia di libri che ci osservavano silenziosi dagli scaffali, mi portò direttamente alla finestra e mi mostrò, per prima cosa, il suo telescopio nuovo di zecca. «Della terra sappiamo molte cose…» – mi disse – «… è dell’universo, che è il futuro, che ne sappiamo meno. Per questo da grande farò l’astronomo». Oggi è così.

Il 17 dicembre 2010, a Bologna, alle ore 11:00, nella “Aula della Specola”, Carmelo Barbaro ha discusso la tesi di laurea in Astronomia, intitolata L’ammasso globulare NGC 4833, relatore prof. F. R. Ferraro, co-relatore E. Dalessandro. Da questo giorno in poi, quando ci si dovrà occupare dell’ “Ammasso globulare NGC 4833”, ci si dovrà riferire alle ricerche svolte dal giovane astronomo bagnarese, le quali segnano il punto d’avvio del suo viaggio tra le stelle, allo scopo di rispondere a tutti gli altri interrogativi che l’universo ci pone.

Carmelo Barbaro, puoi descrivere brevemente le tue ricerche a proposito dell’ “Ammasso globulare NGC 4833”?

L’ammasso globulare NGC 4833 è un ammasso globulare galattico distante dalla Terra circa 6.5 kpc (kiloparsec), di metallicità intermedio-bassa ([Fe/H]=-1.80) e relativamente arrossato (E(B-V)=0.33), situato in prossimità del piano equatoriale della galassia. La mia tesi ha avuto come oggetto lo studio delle componenti esotiche di questo ammasso. Componente esotica è intesa una stella particolare non spiegabile con la teoria di evoluzione stellare per stella singola. In questa “categoria” rientrano le Blue Straggler Stars, che ho analizzato in dettaglio. Questo tipo di stelle sono il prodotto di interazioni tra stelle o tra sistemi binari e sono ottimi traccianti di dinamici.

Siamo partiti dalle immagini prese dall’Hubble Space Telescope e tramite procedura di riduzione dati, astrometria e calibrazione delle magnitudini, siamo arrivati a diagrammi colore-magnitudine (CMD) utilizzabili scientificamente. Abbiamo inoltre calcolato il centro di gravità dell’ammasso, in quanto il centro nominale presente in letteratura è ottenuto con il profilo di brillanza. Nel nostro caso, dovendo eseguire un’analisi dinamica, è stato opportuno calcolare il baricentro utilizzando le stelle risolte.

La popolazione di BSS è stata selezionata fotometricamente nel diagramma Near UltraViolet, insieme alla popolazione di riferimento dell’HB (Horizontal Branch). L’altra popolazione di riferimento, RGB (Red Giant Branch) è stata selezionata nel diagramma U-V. Le popolazioni di riferimento sono necessarie poiché per conoscere la distribuzione radiale delle BSS è necessario confrontarla con quelle considerate rappresentative delle popolazioni “normali” dell’ammasso. Eseguendo una distribuzione radiale cumulativa, la popolazione di BSS mostra una concentrazione verso il centro dell’ammasso, mentre le popolazioni di riferimento hanno un andamento normale e simile tra loro.

Per eseguire un’analisi quantitativa, ci siamo serviti delle frequenze specifiche, cioè il numero di BSS diviso il numero della popolazione di riferimento considerata, in un certo intervallo di magnitudine e in determinato intervallo anulare. Quest’analisi ha messo in luce un comportamento bimodale nella popolazione di BSS: esse sono numerose al centro, decrescono a circa 60 arcosecondi dal centro e mostrano un nuovo picco nelle regioni periferiche dell’ammasso. Questo risultato ci dice che la segregazione di massa in NGC 4833 non è ancora terminata.

Si è passati successivamente alla datazione dell’ammasso tramite due metodi: le isocrone e il metodo verticale. Le isocrone sono modelli teorici che riproducono l’andamento di temporale di diverse masse stellari in evoluzione. Il procedimento consiste nel trovare l’isocrona che riproduce meglio il CMD dell’ammasso, considerando la metallicità, l’arrossamento e il modulo di distanza. Il metodo verticale sfrutta la differenza di magnitudine V tra l’HB (che evolve a luminosità costante) e il punto di Turn-Off, sensibile alle variazioni d’età.

Conoscendo la differenza di magnitudine tra questi due punti e la metallicità dell’ammasso, si può stimare l’età dell’oggetto in funzione dei due parametri precedenti. Considerando gli errori caratteristici dei metodi e dei possibili errori fotometrici, l’età di NGC 4833 è circa 12 miliardi di anni.