0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 B435−R625
19
20
21 B435
Figura 4.9: Diagramma CM (B
435, B
435-R
625)di ω Centauri.
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7
B435−Hα 15
16
17
18
19
Hα
Figura 4.10: Diagramma CM (H
α, B
435-H
α) di ω Centauri.
Abbiamo preferito concentrare la nostra attenzione sul diagramma (R
625, B
435-
R
625) anche perch`e, come gi`a detto, per le bande R
625e B
435avevamo a disposizione
anche un set di dati ’shallow’ che ha permesso di confrontare la parte ad elevata
luminosit`a con quella a bassa luminosit`a nel diagramma CM.
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
L’identificazione della posizione del TO, anche se approssimata, ci permette di dare una stima dell’et`a di questa sottopopolazione. Ricordiamo che, come descritto nel capitolo precedente, i diagrammi CM presenti in letteratura antecedenti al 2004 non hanno mai mostrato con chiarezza la posizione del TO della sottopopolazione anomala ed il SGB-a: gli autori si sono limitati pertanto a fittare soltanto il ramo delle giganti rosse (RGB-a). Tuttavia, solo dalla posizione del TO `e possibile ricavare l’et`a di un ammasso globulare: il ramo delle giganti, a fissata metallicit`a, infatti dipende poco dall’et`a .
Dal momento che non sappiamo se la sottopopolazione anomala appartenga o meno all’ammasso (potrebbe corrispondere anche ad un oggetto stellare posto ad una distanza diversa e con un diverso arrossamento rispetto alla popolazione MP e MInt) abbiamo proceduto a fittare il ramo anomalo considerando tutte le possibili combi- nazioni et`a, metallicit`a, modulo di distanza e arrossamento. In particolare, per compo- sizione chimica fissata, l’et`a `e stata stimata dal fit della zona compresa tra il TO e la base del ramo delle giganti rosse (ramo delle subgiganti). Infatti (cap.1) all’aumentare dell’et`a l’estensione in colore del ramo delle subgiganti diminuisce. Chiaramente la stima dell’et`a fatta in questo modo `e dipendente dalle assunzioni fatte sull’efficienza della convezione nell’inviluppo e dalle trasformazioni di colore adottate. L’efficienza sulla convezione esterna (parametro di mixing lenght m.l. o parametro α, vedi capito- lo 5 per maggiori dettagli ) `e stata scelta in modo da riprodurre il colore dell’RGB di ammassi stellari corrispondenti a diverse metallicit`a (Cariulo et al. 2004 [58]). ` E stato scelto il ramo delle giganti rosse di diversi ammassi globulari perch`e le stelle in questa fase evolutiva hanno un esteso inviluppo convettivo fortemente dipendente dall’effi- cienza della convezione esterna. La calibrazione `e inoltre, come gi`a detto, dipendente dalle trasformazioni di colore adottate.
Una volta identificata l’et`a dell’isocrona che fitta la distanza in colore tra il TO e la base dell’RGB sono automaticamente ottenuti anche il modulo di distanza e l’arrossamento.
Come gi`a detto nel par. 1.2 , la composizione chimica degli ammassi globulari,
per basse metalicit`a ([F e/H] . −1.0), presenta una sovrabbondanza di elementi α
([α/F e] . +0.3÷+0.4) che equivale, a parit`a di [Fe /H], ad una metallicit`a Z maggiore
Sono stati eseguiti fit considerando diversi valori di abbondanza di metalli Z e di elio Y
9. Al procedere delle generazioni stellari il mezzo interstellare si arricchisce anche di elio e di metalli. Abbiamo assunto la relazione ∆Y /∆Z ∼ 2.5 (Pagel e Portinari, 1998; Castellani et al. 1999). Come illustrato in cap.1 , esistono indeterminazioni sulla relazione ∆Y /∆Z e sul valore dell’elio primordiale. La relazione ∆Y /∆Z ∼ 2.5 `e stata pertanto modificata per alcuni set di isocrone per verificare come l’abbondanza di elio possa influenzare la determinazione dell’et`a dell’ammasso
10Le isocrone utilizzate per eseguire i fit sono ottenute dai modelli calcolati con il codice evolutivo FRANEC (si veda cap.5 per maggior dettagli) disponibili nella Pisa Evolutionary Library al nodo : http://astro.df.unipi.it/SAA/. L’efficienza della convezione esterna, trattata con il formalismo della mixing lenght
11, `e stata calibrata, come gi`a detto, in modo da riprodurre il colore delle ramo delle giganti rosse
12di ammassi globulari di data composizione chimica (si veda Cariulo et al. 2004 [58]). Il valore della mixing lenght utilizzato per Z < 0.004 `e pari a 2.0, quello utilizzato per metallicit`a superiori `e pari a 1.9.
Ho invece calcolato le tracce evolutive e poi le isocrone non disponibili in rete corrispondenti alle seguenti coppie (Z, Y):(0.0015, 0.233), (0.002, 0.234), (0.0025, 0.248), (0.0025, 0.27), (0.003, 0.27), (0.003, 0.237). Le tracce evolutive e le corrispon- denti isocrone al variare della metallicit`a sono state ottenute utilizzando il codice FRANEC con gli stessi input fisici (discussi nel cap. 5) delle tracce presenti nella Pisa Evolutionary Library
Raggruppiamo i fit del ramo anomalo in tre gruppi a seconda della metallicit`a delle isocrone utilizzate: 1. fit con isocrone corrispondenti a basssa metallicit` a, 2. fit con isocrone di metallicit` a intermedia e 3. fit con isocrone di elevata metallicit` a. Il fit sono
9
su come varino le isocrone teoriche in funzione della composizione chimica si veda par 1.5
10
si veda capitolo 1 per maggiori dettagli
11
si veda par. 5.2 per maggiori dettagli
12
avendo adottato le trasformazioni di Castelli et al. 1999
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
stati realizzati in maniera indipendente dal modulo di distanza e dall’arrossamento stimati per il bulk della popolazione dell’ammasso.
4.2.1. Fit del ramo anomalo con isocrone di bassa metallicit` a
Vengono qui riportati i best fit del ramo anomalo ottenuti utilizzando isocrone di bassa metallicit`a (Z=0.0002, Z=0.0004 e Z=0.0006) caratteristica della popolazione
’metal poor’
13. Il valore di elio utilizzato `e pari a Y=0.23 e il valore dell’efficienza della convezione esterna (mixing lenght) `e pari a 2.0. Per ogni assunta metallicit`a abbiamo cercato di fittare il SGB-a con le isocrone teoriche al variare dell’et`a. Abbiamo scelto un range d’et`a (9÷16 Gyr) che corrisponde a valori possibili per gli ammassi globulari galattici, anche se 16 Gyr `e (cap.1) un valore leggermente superiore all’et`a stimata per l’universo
14. Riportiamo di seguito solo i fit che riproducono l’estensione del SGB-a e che fittano il TO della sottopopolazione anomala cos`ı come lo abbiamo fissato in fig.
4.8.
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7
B435−R625 16
17
18
19
20 R625
T=10.5Gyr
Z=0.0002 DMR
625=14.95 E(B435−R625)=0.43 Y=0.23
Figura 4.11: Fit del ramo SGB-a con un’isocrona a Z=0.0002, DM
0= 14.23, E(B-V)=0.27
13
che costituisce il 70 % circa delle stelle dell’ammasso
14
si veda inoltre par. 1.4 sulla discussione sugli errori stimati sulla determinazione dell’et` a di un
ammasso globulare
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 B435−R625
17
18
19
20 R625
Figura 4.12: Fit del ramo SGB-a con un’isocrona a Z=0.0004, DM
0= 14.12, E(B-V)=0.25
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7
B435−R435 16
17
18
19
20 R625
T=12Gyr
Z=0.0006 DMR
625=14.69 E(B435−R625)=0.36 Y=0.23
