Open Clusters as Tracers of the Galactic Disk

Open clusters (OCs) are routinely used as reliable tracers of the properties and evolution of the galactic disk, as they can be found at all galactocentric distances and span a wide range of ages. More than 3000 OCs are listed in catalogues, although few have been studied in details. The goal of this work is to study the properties of open clusters. This work was conducted in the framework of the Gaia-ESO Survey(GES). GES is an observational campaign targeting more than 100,000 stars in all major components of the Milky Way, including stars in a hundred open clusters. It uses the FLAMES instrument at the VLT to produce high and medium-resolution spectra, which provide accurate radial velocities and individual elemental abundances. In this framework, the goals of the Thesis are: - to study the properties of OCs and of their stars from photometry and spectroscopy to derive their age, the extinction and the chemical composition of the stars, to begin to build a homogeneous data base. Looking at literature data it is clear that different authors derive substantially different chemical compositions, and in general OC parameters. - the study of OCs and their chemical homogeneity (or inhomogeneity) can cast light on what is still an open issue: the presence of multiple populations in clusters. While multiple generations of stars are now ubiquitously found in globular clusters in the Milky Way and in the Magellanic Clouds, they have not been yet detected in open clusters. What is the main driver of the self-pollution process? - to study the cluster formation process. All, or at least a significant fraction of stars form in clusters. Young clusters (a few Myr) can retain some of the properties of the molecular cloud they originate from and give us insight about the cluster assembly process. The first GES data release contains data for the young OC Gamma Velorum, in which two (dynamically different) subpopulations have been identified. This cluster can serve as a test case for star formation mechanisms. - the study of the OCs can shed light on the disk properties, in particular on the presence of a chemical gradient. Studying the distribution of chemical elements across the Galactic disk has been a central question in astronomy for the past decade. The exact shape of this metallicity gradient, revealed by various tracers such as Cepheids, Planetary Nebulae or HII regions is not quite clear. OCs suggest a flattening of the gradient in the outer disk. Here I will investigate the issue using the GES data set. Methods: The data analysis of the GES is a complex task carried out by different groups. When dealing with a huge quantity of astronomical data, it is essential to have tools that economically process large amounts of information and produce repeatable results. As part of the GES I developed an automated tool to measure the EWs in spectra of FGK stars in a fully automatic way. This tool, called DAOSPEC Option Optimizer pipeline (DOOp), uses DAOSPEC and optimizes its key parameters in order to make the measurements as robust as possible. This tool was widely tested on synthetic and observational spectra. Stellar parameters and elemental abundances are derived with the code FAMA developed with the aim of dealing with large batches of stars. FAMA uses the widely used software MOOG and optimizes stellar parameters in order to satisfy the excitation and ionization balance, following the classical equivalent width procedure. The construction of a metallicity scale, based on high-quality spectra of benchmark stars is fundamental to interpret the spectroscopic results in the context of the Galaxy formation and evolution. We take advantage of the variety of analysis methods represented within the GES collaboration, including DOOp+ FAMA in order to produce a homogeneous metallicity scale. Those reference stars can be used to assess the precision and accuracy of a given method. Results: Using archival photometric data, I presents an in-depth study of NGC 6705 and Trumpler 20 for which I derive ages of 250-320 Myr and 1.25-1.66 Gyr (respectively). I take advantage of the wide field covered by the VPHAS data to map extinction using field red clump stars as tracers and show that the core of NGC 6705 is situated in an area of low reddening, but the outskirts are seen projected on areas of various levels of extinction, making it difficult to estimate accurately the stellar density, and making estimates of the tidal radius of NGC 6705 unreliable. Differential extinction in the region of Trumpler 20 is estimated using main sequence stars. I find a mass of 6850 +/- 1900 M for NGC 6705, from the luminosity function although strong mass segregation and and patchy extinction in the outskirts of the cluster make this number a lower limit, and derive a total mass of 6700 +/- 800 M for Tr20. These estimates are in agreement with the mass derived from the velocity dispersion. We find that the apparently broad turn-off region in the CMD of Tr20 can be explained by differential reddening, but the origin of its notorious extended red clump remains unclear. I presents a membership determination and spectroscopic study for NGC 6705, Trumpler 20, and NGC 4815. We find mean iron abundances [Fe/H]=0.10, 0.17 and 0.16 dex for these three inner disk clusters. I show that within the uncertainties, they are chemically homogeneous clusters. This result adds weight to the hypothesis that only clusters above the mass of 4x10^4 solar masses may be massive enough to form multiple populations. I study the star-forming region Gamma Velorum, which has recently been shown to be made up of two different populations (A and B) with different kinematical signatures. N-Body simulations suggest that one of the populations (population B) is unbound and rapidly expanding. In addition, the B population is less dense and less concentrated. It also appears marginally more fractal. The supervirial state of population B indicates that star formation efficiency was lower than in A, or that the parent molecular cloud was dispersed very quickly. The presence of multiple clustering of stars as in this region is not peculiar, and is often observed in large star forming regions in the Milky Way and in the Magellanic Clouds. I present abundance determinations from archived Keck (HIRES) data for four outer disk clusters (Berkeley 22, Berkeley 29, Berkeley 66, and Saurer 1). From their α-element abundances I see no clear sign that these objects are associated with the galactic anticentre structure. Complementing our sample of clusters with preliminary data from the newer GES releases, I confirm that the metallicity gradient is steep in the inner disk and much shallower (or flat) in the outer disk. The presence of a bimodal gradient has important implications on the possible scenarios of galaxy formation and evolution and is predicted by a variety of theoretical models. It comes as a natural outcome of the models involving radial migration.

Gli ammassi aperti sono comunemente utilizzati come traccianti delle proprietà e dell'evoluzione del disco Galattico, dato che sono presenti a tutte le distanze Galattocentriche e hanno una ampia distribuzione di età. I cataloghi esistenti includono più di 3000 ammassi, sebbene solo una minima parte sia stata studiata in dettaglio. Lo scopo del lavoro è studiare le proprietà di un campione di ammassi aperti. Questo lavoro si svolge nel contesto della Gaia-ESO Survey (GES). La GES e ùna campagna di osservazioni spettoscopiche al telescopio VLT, con lo strumento FLAMES. Osserverà circa 100,000 stelle nella nostra Galassia e circa un centinaio di ammassi. In questo contesto, la Tesi si propone di: - Studiare le proprietà di un campione di ammassi aperti , per derivare le età, le metallicità da dati di fotometria e spettroscopia. Questo è il primo nucleo di oggetti per la costruzione di un data base omogeneo in grado affrontare il problema della distribuzione di metallicità del disco. I dati di letteratura mostrano chiaramente che autori diversi derivano valori molto diversi e spesso non consistenti della metallicità e in generale dei parametri degli ammassi. - studiare il problema della omogeneità chimica negli ammassi, che è legato alla presenza di popolazioni multiple. Al momento generazioni multiple sono state trovate solo negli ammassi globulari della nostra Galassia e delle nubi di Magellano, ma non sono ancora state individuate negli ammassi aperti. Questo ci lascia con la domanda ancora aperta su quale sia il fattore determinante nella formazione di popolazioni multiple - Si ritiene che la maggior parte delle stelle si formi in ammassi. Ammassi giovani possono darci informazioni sul processo di formazione, dato che ancora mantengono alcune delle proprietà della nube dalla quale si sono formate. I primi dati GES contengono l'ammasso Gamma Velorum, dove sono state identificate due sottopopolazioni. Questo oggetto costituisce un test dei modelli di formazione - Lo studio degli ammassi aperti è fondamentale per definire le proprietà del disco e in particolare per chiarire le caratteristiche del gradiente chimico radiale. La forma esatta del gradiente radiale, come tracciata da varie classi di oggetti(Cefeidi, Nebulose Planetarie, regioni HII) e àncora oggetto di discussione. Gli ammassi aperti suggeriscono un appiattimento del gradiente nel disco esterno. Questo problema è discusso usando gli ammassi. Metodi: I dati GES vengono analizzati da diversi gruppi, con dei tools automatici che sono in grado di processare grandi quantità di dati e produrre risultati ripetibili. Come parte della GES ho sviluppato un tool automatico per misurare le larghezze equivalenti delle stelle FGK. Questo tool (DOOp) si basa su DAOSPEC per fare le misure e ottimizza i parametri fondamentali, rendendo i risultati solidi. DOOp è stato ampiamente testato su stelle sintetiche e osservate. I parametri stellari e le abbondanze chimiche sono state derivate con la procedura automatica FAMA, in grado di gestire grandi quantità di dati. FAMA si basa sul codice MOOG, ampiamente usato in litteratura, e ottimizza i parametri stellari fino a raggiungere l'equilibrio di eccitazione e ionizzazione , secondo il metodo delle larghezze equivalenti. La costruzione di una scala delle metallicitàè stata fondamentale per omogenizzare i risultati ottenuti da metodi diversi. Abbiamo utilizzato un gruppo di stelle di riferimento di proprietà ben conosciute che sono state analizzate con vari metodi inclusi DOOp e FAMA. Questa analisi ha permesso di derivare la precisione e l'accuratezza dei vari metodi. Risultati: L'analisi di dati fotometrici di archivio ha permesso uno studio approfondito di NGC 6705 and Trumpler 20, per i quali ho derivato età rispettivamente di 250-320 Myr e 1.25-1.66 Gyr. L'uso della fotometria VPHAS+ ha permesso di derivare l'estinzione nella direzione dell'ammasso NGC 6705, utilizzando le stelle di red clump come traccianti. Mentre il centro dell'ammasso si trova una regione di bassa estinzione, le regioni esterne sono proiettate contro aree di estinzione più alta e variabile su piccola scala spaziale. Questo rende molto difficile stimare in modo attendibile il raggio mareale dell'ammasso. È stato stimato l'arrossamento differenziale di Trumpler 20 usando le stelle di sequenza principale. Ho derivato una massa di 6850 +/- 1900 M per NGC 6705, dalla funzione di luminosità, anche se la presenza di segregazione di massa e di arrossamento differenziale rendono questo valore un limite inferiore. Nel caso di Trumpler 20 si ricava una massa di 6700 +/- 800 M. Queste determinazioni sono in accordo con i valori ricavati dalla dispersione di velocità. In questo ammasso, l'allargamento anomalo della sequenza principale può essere in parte dovuto all'arrossamento differenziale. Questa ipotesi però non sembra essere in grado di spiegare la struttura peculiare del red clump. Sono state discusse le abbondanze chimiche di NGC 6705, Trumpler 20, and NGC 4815, derivando rispettivamente [Fe/H]=0.10, 0.17 and 0.16 dex. Questi ammassi del disco interno sono chimicamente omogenei. Le loro proprietà sono consistenti con lo scenario nel quale solo ammassi più massicci di circa 10^4 M sono in grado di produrre generazioni multiple. Sono state analizzate le proprietà della regione di formazione stellare Gamma Velorum, dove sono state trovate due popolazioni (A e B) con differenti caratteristiche cinematiche. Simulazioni N-body suggeriscono che la componente B non è gravitazionalmente legata e si sta espandendo rapidamente. Inoltre B ha più bassa densità stellare, ha una distribuzione meno concentrata, ed ha una struttura marginalmente più frattale. Il suo stato superviriale indica che la efficienza della formaione stellare è stata più bassa che nella componente A, o che la nube molecolare originaria è stata dispersa più velocemente. La copresenza di due modi di formazione trovati in questa regione non è peculiare, ma si ritrova in altre regioni giovani nella nostra Galassia e nelle Nubi di Magellano. Sono state ricavate le abbondanze chimiche di alcuni ammassi del disco esterno, Berkeley 22, Berkeley 29, Berkeley 66, and Saurer 1, utilizzando dati di archivio KECK (HIRES). Le abbondanze degli elementi α sono per tutti gli ammassi in accordo con l'ipotesi che si tratti di oggetti di disco e non che siano associati alla struttura trovata nell'anti-centro Galattico. Questi ammassi, insieme a quelli GES hanno permesso di studiare il gradiente radiale del disco, confermando l'appiattimento nelle regioni esterne. La presenza di un gradiente bimodale ha importanti implicazioni per comprendere la formazione del disco ed e' predetta da vari modelli teorici. In particolare e ùn risultato naturale del processo di migrazione radiale.