CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
−0.6 −0.1 0.4 0.9 1.4 1.9 2.4
B435−R625 10.8
11.8
12.8
13.8
14.8
15.8
16.8
17.8
18.8 R625
Z=0.0006 Y=0.23 T=12 Gyr
DMR
625=14.69 E(B435−R625)=0.36
Figura 4.27 Sintetico del ramo anomalo e delle corrispondenti stelle in HB e AGB
20per Z=0.0006, t=12 Gyr. Si noti come l’ipotesi che il ramo anomalo abbia bassa metallicit` a sia molto improbabile a causa dell’assenza di stelle in corrispondenza del ramo orizzontale.
4.3.2 Fit del ramo orizzontale con isocrone di metallicit` a in- termedia
Anche nel caso di Z=0.001, Y=0.232 il fit del ramo anomalo (fig. 4.28) non `e accetta- bile perch`e non riproduce la posizione delle stelle della popolazione anomala nella corrispondente fase di ramo orizzontale (fig. 4.29). Per Z=0.002, Y=0.234 invece la ZAHB potrebbe costituire il lower envelope della parte rossa del ramo orizzontale.
20
si veda par. 4.11 per maggiori dettagli
−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3 B435−R625
12
14
16
18 R625
Figura 4.28 Come in fig. 4.24 ma per Z=0.001, t=14 Gyr.
−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3
B435−R625 10
12
14
16
18 R625
DM
0=13.88 E(B−V)=0.20
Z=0.001, Y=0.232
Figura 4.29 Sintetico del ramo anomalo e delle rispettive stelle in HB e AGB per il fit
corrispondente alla fig. 4.28
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3
B435−R625 10
12
14
16
18 R625
DM
0=13.85 E(B−V)=0.13
t=16.5 Gyr
Z=0.002, Y=0.234
Figura 4.30 Come in fig. 4.24 per Z=0.002, t=16.5 Gyr.
4.3.3 Fit del ramo orizzontale con isocrone di metallicit` e ele- vata
Dopo aver individuato le possibili soluzioni per il fitting del ramo anomalo
21, abbiamo voluto verificare se queste potevano essere escluse o meno dal fitting corrispondente del ramo orizzontale. Come gi`a detto le due possibili soluzioni sono quelle per et`a t ∼ 15 Gyr, Z=0.0025, Y=0.248, DM
0= 13.90, E(B-V)=0.12 e quella per et`a t ∼ 13 Gyr, Z=0.0025, Y=0.248, DM
0= 13.91, E(B-V)=0.15
22. Come possiamo notare dalle figure 4.31 e 4.32 la soluzione corrispondente a Z=0.0025, Y=0.248, t=15 Gyr `e accettabile in quanto la ZAHB corrispondente riesce a fittare la parte rossa del ramo orizzontale.
Anche la soluzione corrispondente a t=13 Gyr, Z=0.0025 nonostante riproduca meno bene l’estensione del SGB-a, pu`o essere accettata ipotizzando che la ZAHB (fig 4.33)
21
abbiamo considerato soltanto le soluzioni di metallicit` a intermedia tra il range di soluzioni Z = 0.002 ÷ 0.003 pi`u plausibili
22
abbiamo considerato solo quella corripondente a Y=0.248. Il valore Y=0.27 non `e stato qui con-
siderato perch`e corrisponde ad un valore che non sembrerebbe caratteristico degli ammassi globulari
galattici di questa metallicit` a
la luminosit`a del ramo orizzontale diminuisce all’aumentare della metallicit`a e che le stelle di HB pi` u metalliche occupano una posizione corripondente a temperature pi` u basse delle stelle di HB aventi un contenuto inferiore di metalli.
Si noti che nessuna soluzione proposta riesce a riprodurre il colore della parte alta dell’RGB. Questo `e un fenomeno gi`a osservato in ammassi globulari di metallicit`a simile (alla popolazione anomala) come ad es. NGC 6752, che ha fatto supporre che le condizioni fisiche in gigante rossa siano tali da poter essere riprodotte solo con un valore di mixing lenght variabile (vedi Brocato et al. 1999).
−1 0 1 2 3
B435−R625 10
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 R625
t=15.5 Gyr (DM)
0=13.90 E(B−V)=0.12
Z=0.0025. Y=0.248
Figura 4.31 Fitting del ramo anomalo per Z=0.0025, Y=0.248 ed et` a t=15.5 Gyr.
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
−0.2 0.3 0.8 1.3 1.8 2.3
B435−R625 10
12
14
16
18 R625
DM
0=13.90 E(B−V)=0.12
Z=0.0025 , Y=0.248
Figura 4.32 Sintetico del ramo orizzontale per la soluzione corrispondente alla fig. 4.31.
−1 0 1 2 3
B435−R625 10
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 R625
t=13 Gyr (DM)
0=13.91 E(B−V)=0.15
Z=0.0025. Y=0.248
