Stellar models with rotation in intermediate mass regime

Malgrado i progressi dell'evoluzione stellare nel recente passato, rimangono molti problemi aperti. Ci sono molti effetti che influenzano sensibilmente le magnitudini stellari, il tempo di vita, la durata della fase di bruciamento a necessitano di essere calibrate per paragonare modelli e osservazioni. Le osservazioni che forniscono i dati di input per questo tipo di analisi richiedono comunque buoni dati fotometrici e spettroscopici così come la determinazione di appartenenza. La missione ESA Gaia fornirà parallassi, moti propri, velocità radiali, magnitudini e colori per tutti i tipi di stelle di tutte le popolazioni stellari (fino a G=20) nella nostra galassia. I dati astrometrici di Gaia forniranno grandi campioni di membri di ammasso con probabilità molto alta per diverse decine di cluster vicini, coprendo un'ampia gamma di tipi spettrali. Questi dati potranno essere paragonati con le isocrone teoriche preparata per composizione chimica simile ed età e le differenze tra le isocrone osservate e teoriche potranno essere esplorate per raffinamenti dei modelli che sono alla base delle isocrone teoriche. Questo potrebbe portare a un sensibile miglioramento nell'attendibilità di questi modelli e la loro applicazione in differenti campi, come il fornire stima di età per le stelle di campo. La determinazione dell'età e della massa delle stelle di Gaia (FLAMES) ha un'importanza fondamentale per studiare la formazione e l'evoluzione di varie popolazioni galattiche. Le osservazioni campioneranno le popolazioni di cluster per una grande gamma di ammassi aperti in età e composizione chimica. Il diagramma HR sarà calibrato includendo tutte le fasi di evoluzione stellare, dalle stelle di pre-sequenza principale fino alle nane bianche e le fasi transienti e tutte le possibili masse dalle nane brune fino alle più massicce stelle O. Grazie alla grande accuratezza dei dati di Gaia, per interpretarli è necessario avere modelli stellari di accuratezza paragonabile. In più questo tipo di informazione è molto importante per comprendere l'evoluzione stellare. Ci sono un numero di incertezze associate ai modelli stellari, come il mixing, la diffusione, rate nucleare, la convezione, il campo magnetico. In particolare è cruciale prendere in considerazione la rotazione delle stelle per studiare il diagramma HR delle popolazioni stellari come quelle degli ammassi aperti. In questa tesi noi ci focalizzeremo sullo studio della rotazione nel regime di masse basso-intermedio. L'effetto della rotazione sul mixing e sulla luminosità delle stelle è significativo per stelle di bassa massa, influenzando la determinazione di età e di masse dal diagramma HR. In questa tesi di dottorato noi affrontiamo lo studio della rotazione la sua influenza nell'interpretazione delle caratteristiche degli ammassi aperti, in particolare per 5 ammassi: Iadi, Praesepe, Pleadi, Blanco 1 e Alpha Persei. In praticolare noi testeremo l'implementazione della velocità di rotazione nel codice di evoluzione stellare Cesam2k, calibrando i coefficienti di diffusione; calcoleremo insiemi adeguati di modelli stellari con una velocità di rotazione ad-hoc per riprodurre i dati degli ammassi aperti selezionati. Infine applichiamo questi modelli alla determinazione di età di questi ammassi. Nel capitolo 1 descriviamo il disegno generale della missione Gaia, com'è organizzata e che tipo di problemi scientifici affronta: lo studio della formazione e dell'evoluzione della Via Lattea, ci concentriamo sull'importanza dell'accuratezza dei modelli stellari per la missione. Nel capitolo 2 discutiamo la rotazione nelle stelle: lo status della ricerca in questo campo e in particolare perchè la rotazione è importante nello studio di stelle giovani di bassa massa. Presentiamo l'effetto della rotazione sul diagramma HR e sulle abbondanze chimiche superficiali. infine discutiamo l'effetto von Zeipel. Nel capitolo 3 presentiamo il quadro osservazionale presentando il metodo di misura della velocità di rotazione. Nello stesso capitolo discutiamo il metodo di Chandrasekhar-Munch per invertire statisticamente la distribuzione delle velocità di rotazione proiettate. Nel capitolo 4 selezioniamo dai cataloghi esistenti dati adeguati per 5 ammassi aperti aventi membership, magnitudini, colori, distanze e velocità di rotazione proiettate accurate. Ci focalizziamo sulle Iadi, Praesepe, Blanco 1, Pleadi, Alpha Persei. Nel capitolo 5 presentiamo il codice di evoluzione stellare Cesam2k in cui la rotazione è stata implementata e testata. Nel capitolo 6 presentiamo le griglie di modelli stellari al cambiare della velocità di rotazione per essere paragonate con le osservazioni del nostro campione di ammassi aperti. Questi modelli saranno paragonati con griglie di modelli con rotazione esistenti. Nel capitolo 7 discutiamo come otteniamo la vera velocità di rotazione da quella proiettata, l'inversione statistica, il suo test con i sistemi binari nell'ammasso delle Iadi e anche usando le stelle aventi misure di $V sini$ e periodi di rotazione. Nel capitolo 8 facciamo uso dei modelli ottenuti con Cesam2k per derivare l'età degli ammassi aperti. Infine verificheremo se la relazione usuale età-velocità (legge di Skumanich) è verificata.