Salaris et al. (2006).
Nel caso di compresenza di popolazioni non coeve, ovvero una popolazione di riferimento di 11 Gyr e una con mistura di CNO-estrema di 10 Gyr, anche generando sintetici con rapporti percentuali del 50% si osserva la presenza di un piccolo picco dificilmente distinguibile dal fondo (vedi Figura 5.19).
5.5
Confronto teoria-osservazione per 4V (bump − HB)
a diverse metallicità
Per inquadrare il problema in un contesto più generale dobbiamo confrontare i risultati ottenuti dal nostro studio con quelli riportati in letteratura per altri ammassi di metallicità diversa.
Il parametro 4V (bump − HB) è stato utilizzato per la prima volta da Fusi Pecci et al. (1990) per studiare un campione di 11 ammassi globulari con valori di [Fe/H] compresi tra [-2.15÷-0.71] di cui faceva parte anche M92. Da questa analisi risultò che le predizioni teoriche per il valore 4V (bump − HB) si discostavano di circa 0.4 mag dai valori osservati per i rispettivi ammassi.
Questo problema diede origine a numerosi studi teorici (vedi ad esempio Cassisi et al., 1997) ed osservativi (vedi ad esempio Ferraro et al., 1999) fino alla pubblicazione dell’articolo di Cassisi e Salaris (1997) dove si affermava che le predizioni teoriche dei modelli stellari del tempo sembravano accordarsi ragionevolmente con i dati osservativi una volta tenuto conto della metallicità globale degli ammassi. Questo risultato venne confermato da Zoccali et al. (1999) usando un campione di 28 ammassi globulari che coprivano un ampio intervallo di metallicità (-2.1 ≤ [Fe/H] ≤-0.3).
Bisogna comunque precisare che i modelli teorici utilizzati da Cassisi e Salaris (1997) presentavano varie differenze rispetto a quelli attuali; ad esempio la diffusione non era im- plementata, si assumeva un valore per il contenuto di elio primordiale pari a Y = 0.23 e si utilizzava la scala di metallicità di Zinn e West (1984). Anche gli input fisici (tabelle di opacità, equazione di stato e sezioni d’urto per la fusione di H e He) implementati nei codici evolutivi erano diversi e nel calcolo dei modelli si adottava una diversa mistura so- lare di riferimento. Queste differenze conducevano a stimare un’età media rappresentativa per gli ammassi di ∼15 Gyr e i modelli teorici calcolati assumendo tale età riproducevano i
4V(bump − HB) osservati per gli ammassi del campione di confronto.
In uno studio più recente condotto da Riello et al. (2003) su 54 ammassi è stato con- fermato che i valori teorici predetti per 4V (bump − HB) si accordano ragionevolmente con le osservazioni. L’accordo tuttavia sembra dipendere dalla scala di metallicità utilizzata dal momento che se si utilizza la scala di metallicità di Carretta e Gratton (1997) i valori teorici si accordano con le osservazioni assumendo un’età media di ∼12 Gyr mentre utilizzando la scala di metallicità di Zinn e West (1984) il miglior accordo è raggiunto per un’età media di ∼15 Gyr, che come abbiamo già spiegato risulta poco credibile perché maggiore dell’età dell’Universo stimata dai cosmologi.
5.5 Confronto teoria-osservazione per 4V(bump − HB) a diverse metallicità 113
ammassi poco metallici, [M/H] < -1.75, i risultati lasciavano intuire un disaccordo dei dati osservativi dalle predizioni teoriche per valori di [M/H] < -1.6. Il numero limitato di ammassi in questo intervallo di metallicità non permetteva tuttavia di comprendere se l’andamento fosse reale o dovuto alla scarsa significatività del campione ad al ridotto numero di stelle osservate in ciascun ammasso nella regione del RGB bump. Bisogna infatti specificare che l’identificazione del RGB bump negli ammassi poveri di metalli è resa più difficile perché questo è locato a maggiori luminosità rispetto agli ammassi più metallici e quindi in regioni dove l’evoluzione lungo il ramo delle giganti rosse diviene più veloce. Per questo motivo i RGB bump degli ammassi poveri di metalli sono generalmente meno popolati rispetto agli altri.
In un recente lavoro di Di Cecco et al. (2010), a cui ho partecipato per quanto concerne la parte teorica, il campione di ammassi già analizzato da Riello è stato integrato con nuovi dati di ammassi globulari nell’intervallo di metallicità interessato.
In Figura 5.20 è riportato il confronto tra i valori osservativi per 4V (bump−HB) di molti ammassi globulari e i valori teorici corrispondenti calcolati con isocrone del Basti Database per un’età di 12 Gyr. Tale confronto è stato eseguito assumendo diverse scale di metallicità: le scale di metallicità di Carretta et al. (2009, che nell’immagine è indicata con il simbolo C09) e Kraft e Ivans (2003, 2004, che indichiamo con KI04) e le metallicità di Rutledge et al. (1997, RH97) riferite alle scale di metallicità di Zinn e West (1984, ZW84) e di Carretta e Gratton (1997, CG97).
La Figura 5.20 mostra chiaramente che la scala di metallicità adottata determina l’accor- do o il disaccordo tra la teoria e le osservazioni ma le quattro immagini riportate presentano comunque alcune caratteristiche comuni. Ad esempio i valori osservativi di 4V (bump−HB) di ammassi di metallicità bassa ed intermedia sono sistematicamente maggiori rispetto alle previsioni dei modelli; questa discrepanza non dipende dalla scala di metallicità adottata e diventa più significativa per ammassi poco metallici ([M/H] < −1.5). Per questo mo- tivo è probabile che tali differenze siano riconducibili ad imprecisioni nella modellizzazione delle strutture stellari nell’intervallo di metallicità considerato piuttosto che ad un’errata determinazione della metallicità degli ammassi.
Nel corso del nostro lavoro abbiamo vagliato alcune ipotesi riguardo ad eventuali impreci- sioni nelle assunzioni fisiche adottate dai modelli. In particolare abbiamo cercato di stabilire se l’utilizzo di una mistura “CNO-estrema”, rappresentativa delle anticorrelazioni osservate in molti ammassi globulari, fosse in grado di migliorare l’accordo tra teorico ed osservativo.
Per confrontare i risultati ottenuti per M92 con quelli di altri ammassi ed altri autori riportiamo, in Figura 5.21, il confronto dei valori osservati di 4V (bump − HB) per vari ammassi con i corrispondenti valori teorici ottenuti per isocrone di 12 Gyr e per una mistura CNO-estrema. La linea verde rappresenta i valori teorici calcolati con i modelli di Pietrinferni et al. (2009) mentre l’asterisco rappresenta il valore ottenuto con il nostro studio. Anche in questo caso si osserva una discrepanza molto significativa per ammassi poco metallici che non dipende dalla scala di metallicità utilizzata
Si può osservare che, coerentemente con i risultati ottenuti dal nostro studio, l’utilizzo della diversa mistura conduce a valori minori (più negativi) di 4V (bump − HB) rispetto all’isocrona calcolata con la mistura di riferimento a parità di [M/H], e dunque di Z totale,