Figura 4.21 Fit del ramo SGB-a con un’isocrona avente Z=0.004, Y=0.27 e ml=1.9 DM

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 4.21 Fit del ramo SGB-a con un’isocrona avente Z=0.004, Y=0.27 e ml=1.9 DM

= 13.93, E(B-V)=0.08

Per metallicit`a Z > 0.004 la morfologia del SGB-a `e in evidente contrasto con le osservazioni (vedi fig. 4.22 per Z=0.008)

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=14Gyr

Z=0.008 Y=0.25 DM_R

625=14.07 E(B₄₃₅−R₆₂₅)=0

Figura 4.22 Fit del ramo SGB-a con un’isocrona avente Z=0.008, Y=0.25 e ml=1.9,

DM

= 14.07, E(B-V)=0. Si noti che il fit non riesce a riprodurre la forma del SGB-a.

CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI

I fit che abbiamo considerato accettabili con Z ∼ 0.002 ÷ 0.003 sono purtrop- po caratterizzati da un’elevata et`a, fatto che, come discuteremo nel paragrafo 4.6, pone numerosi problemi. Come gi`a detto l’estensione del SGB-a e la posizione del TO non sono perfettamente identificabili. Pertanto ammettendo una minor precisione nel riprodurre l’estensione del SGB-a, si trova che si potrebbe accettare anche una soluzione

con un’et`a t=13 Gyr, Z=0.0025, Y=0.248, DM

= 13.90 e E(B-V)=0.15

(fig 4.23).

Come si vede la qualit`a del fit `e peggiore rispetto a quello di fig. 4.16 ma, anche tenendo conto della possibilit`a che la qualit`a fotometrica dei dati inizi a deteriorarsi alla base del ramo di gigante rossa, non possiamo esculdere con sicurezza questa soluzione.

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=13 Gyr

DM_R

625=14.31 E(B₄₃₅−R₆₂₅)=0.24

Z=0.0025,Y=0.248

Figura 4.23 Fit del ramo SGB-a per Z=0.0025, Y=0.248, et` a 13 Gyr, DM

= 13.91 ed E(B-V)=0.15

Questo fit, quindi, nonostante riproduca meno bene la morfologia del SGB-a, pu`o essere considerato una possibile soluzione. Ulteriori studi fotometrici che mettano in

17

avendo scelto il valore di metallicit` a medio tra Z=0.002 e Z=0.003

18

che, come vedremo, sar` a confermata dallo studio del ramo orizzontale e della bassa sequenza

principale

DM

, E(B-V). Queste soluzioni andranno verificate con il fit del ramo orizzontale (par 4.3) e della bassa sequenza principale (par 4.4). Di queste, come abbiamo gi`a anticipato, solo le soluzioni con Z > 0.002 saranno considerate accettabili.

Et`a (Gyr) Z Y (DM )

E(B

− R

) DM

E(B-V)

10.5 0.0002 0.23 14.95 0.43 14.23 0.27

11 0.0004 0.23 14.80 0.40 14.12 0.25

12 0.0006 0.23 14.69 0.36 14.08 0.229

14 0.001 0.232 14.48 0.31 13.88 0.20

16.5 0.002 0.234 14.19 0.20 13.85 0.13

15.5 0.0025 0.248 14.20 0.18 13.90 0.12

14.5 0.0025 0.27 14.20 0.19 13.88 0.13

15 0.003 0.237 14.15 0.18 13.84 0.11

15 0.003 0.27 14.16 0.185 13.85 0.12

13 0.0025 0.248 14.31 0.24 13.90 0.15

Tabella 4.1 Caratteristiche delle possibili soluzioni del fit del ramo anomalo

4.3 Confronto tra i risultati ottenuti dal fit del ramo anomalo con il fit corrispondente del ramo orizzontale

Dopo aver deteminato le possibili soluzioni per il fit del ramo anomalo, abbiamo

deciso di verificare se esistono soluzioni che possono essere escluse dalla corrispondente

posizione delle stelle in fase di ramo orizzontale. Come descritto precedentemente

abbiamo deciso di non fare nessuna ipotesi a priori sull’appartenenza o meno del

ramo anomalo all’ammasso e quindi sul suo modulo di distanza ed arrossamento. Si

noti inoltre che, come gi`a discusso, il diagramma ’shallow’ presenta gi`a alle luminosit`a

CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI

corrispondenti al TO imprecisioni fotometriche dovute allo scarso tempo di esposizione e quindi non `e adatto per la determinazione del fit del ramo delle subgiganti anomalo.

4.3.1 Fit del ramo orizzontale con isocrone di bassa metallicit` a

Come si pu`o notare (fig. 4.24, 4.25, 4.26) l’ipotesi che il ramo anomalo abbia una metallicit`a bassa `e molto improbabile a causa dell’assenza delle corrispondenti stelle di ramo orizzontale. Infatti si pu`o notare nelle fig. 4.24 ÷ 4.26 la posizione della Zero Age Horizontal Branch (ZAHB) corrisponde ad una zona priva di stelle dell’ammasso.

Si potrebbe pensare che le stelle di HB corrispondenti alla popolazione anomala non si vedano perch`e le stelle dell’RGB-a costituiscono soltanto il 5% dell’intero campi- one di stelle di RBG. Il corrispondente numero di stelle

di ramo orizzontale per la popolazione anomala tuttavia non `e trascurabile, come si pu`o vedere dal sintetico in fig.4.27.

Per maggiori dettagli su come sia stato realizzato il sintetico del ramo anomalo ed il corrispondente sintetico del ramo orizzontale si veda il par. 4.11.

−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3

B₄₃₅−R₆₂₅ 10

12

14

16

18 R625

DM

=14.23 E(B−V)=0.27

t=10.5Gyr Z=0.0002, Y=0.23

Figura 4.24 Isocrona e ZAHB per Z=0.0002, Y=0.23.

19

pari a N

= N

·

−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3 B₄₃₅−R₆₂₅

12

14

16

18 R625

Figura 4.25 Come in figura 4.23 ma per Z=0.0004, Y=0.23.

−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3

B₄₃₅−R₆₂₅ 10

12

14

16

18 R625

DM

=14.08 E(B−V)=0.23

t=12 Gyr

Z=0.0006, Y=0.23

Figura 4.26 Come in figura 4.23 ma per Z=0.0006, Y=0.23.