4.7 Fit del bulk della popolazione di ω Centauri
Dopo avere determinato le due possibili soluzioni del fit del ramo anomalo di ω Cen- tauri, ci proponiamo di determinare le possibili soluzioni del fitting del bulk della popolazione dell’ammasso.
Come gi`a detto (cap.2 e appendice F) esiste un elevato range di valori del modulo di distanza dell’ammasso anche se il valore pi` u frequentemente usato dalla comunit`a scientifica `e quello determinato da Thompson et al. 2001[21] pari a DM 0 ∼ 13.70 32 . Dal fitting del ramo anomalo abbiamo visto che le soluzioni corrispondenti implicavano un modulo di distanza pi` u grande (pari a DM 0 ∼ 13.90). Come gi`a detto questo questo modulo di distanza corrisponde inoltre al limite superiore dei valori stimati in letteratura per il modulo di distanza stimato del bulk della popolazione dell’ammasso (cap.2).
−1 −0.5 0 0.5 1 1.5 2
B435−R 625
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21 R 625
Z=0.0004, Y=0.230 Z=0.0006, Y=0.230 Z=0.001, Y=0.232 Z=0.0015, Y=0.233
Z=0.0025, Y=0.248
Figura 4.56 Fit del ramo orizzontale per diversi valori di metallicit` a. Abbiamo scelto DM R
625= 14.20 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18, corrispondenti a DM 0 = 13.90 ed E(B-V)=0.12.
32
vedi appendice F
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
−1 −0.5 0 0.5 1 1.5 2
B435−R 625 11
12
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14
15
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18
19
20
21 R 625
Z=0.0004, Y=0.230 Z=0.0006, Y=0.230 Z=0.001, Y=0.232 Z=0.0015, Y=0.233
Z=0.0025, Y=0.248
Figura 4.57 Fit del ramo orizzontale per diversi valori di metallicit` a. Abbiamo scelto DM R
625= 14.0 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18, corrispondenti a DM 0 = 13.70 ed E(B-V)=0.12
Abbiamo cercato di determinare il modulo di distanza dal fit del ramo orizzon- tale. Dal momento che ω Centauri presenta pi` u popolazioni stellari abbiamo deciso di fittare il ramo orizzontale utilizzanto le tracce di ZAHB corrispondenti alle diverse metallicit`a. Si noti (fig. 4.56 e 4.57) che il lower envelope del ramo orizzontale, in par- ticolar modo nella parte rossa dove sono presenti stelle di metallicit`a pi` u elevata, non
`e facilmente individuabile (si veda par. 1.4 per maggiori dettagli sulla determinazione del modulo di distanza dal fit del ramo orizzontale).
Se ci basiamo sul metodo del fit del del ramo orizzontale del diagramma CM ottenuto con i dati a nostra disposizione, `e possibile fittare sia con un modulo di distanza 33 pari a DM R
625= 14.20 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18, corrispondente a DM 0 = 13.90 ed E(B − V ) = 0.12, sia con un modulo di distanza pi`u piccolo corripondente a quello di Thompson et al. 2001 pari a DM R
625= 14.0 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18 corrispondente a DM 0 = 13.70 ed E(B − V ) = 0.12 (si vedano figure 4.56 e 4.57) 34 .
La posizione dei TO delle diverse popolazioni, contrariamente a quella del SGB- a, non `e chiaramente visibile, pertanto non possiamo determinare con certezza una
33
a causa dell’elevato ’envelope’ del ramo orizzontale
34
i grafici in fig. 4.55 e 4.56 rappresentano l’intero campione fotometrico
bassa ed intermedia, caratteristiche della popolazione ’metal poor’ ([F e/H] ∼ −1.6) e ’metal intermediate’ ([F e/H] ∼ −1) adottando i moduli di distanza DM 0 = 13.90 e DM 0 = 13.70. Le isocrone utilizzate per il fit (Z=0.0004, 0.0006, 0.001) sono, come gi`a detto, diponibili al nodo:http:astro.df.unipi.it/SAA/PEL/Z0.html. Ho calcolato invece il set di isocrone corrispondente alla metallicit`a Z=0.0015 dalle tracce evolutive ottenute utilizzando il codice FRANEC (cap.5)
Le isocrone corripondenti a 10 Gyr non sembrano riprodurre bene la zona cor- rispondente ad elevate temperature. Nella fig. 4.59 infatti l’isocrona per Z=0.0004 non riproduce bene il profilo del diagramma CM dell’ammasso in corrispondenza di ele- vate temperature e luminosit`a. La soluzione di fig. 4.58 per Z=0.0004 riproduce bene il ramo delle giaganti rosse ma la corrispondente zona del TO `e riprodotta meno bene.
Inoltre i fenomeni di saturazione in prossimit`a del TO potrebbero indurci a pensare che la corrispondente isocrona sia un buon fit (vedi fig. 4.4 e 4.70). Anche la soluzione di fig. 4.61 sembrerebbe non fittare molto bene il diagramma CM dell’ammasso.
Nonostante non sia visibile la posizione dei TO dei rami che costituiscono l’ammas- so, i fit ottenuti suggeriscono che l’ammasso abbia un’et`a di circa 11 ÷ 13 Gyr perch`e le isocrone corrispondenti riescono a fittare meglio tutta la parte del diagramma CM in corrispondenza di 17.5 < R 625 < 18.5 e 0.8 < B 435 − R 625 < 1 36 . Ancora una volta si noti una discrepanza per la pendenza del ramo delle giganti soprattutto nella parte ad alta luminosit`a 37 .
35
abbiamo deciso di procedere in questo modo perch`e le posizioni del TO delle sottopopolazioni dell’ammasso non sono perfettamente individuabili
36
dove presumibilmente dovrebbe trovarsi il TO della popolazione povera di metalli
37
ricordiamo che l’efficienza della convezione nell’inviluppo `e stata calibrata al colore osservato in
RGB per ammassi globulari galattici con metallicit` a opportuna ottenendo m.l.=2.0 per Z . 0.003
(Cariulo et al. 2004 [58])
CAPITOLO 4. ANALISI DEL DIAGRAMMA COLORE-MAGNITUDINE DI ω CENTAURI
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 B435−R625
12
13
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15
16
17
18 R625
T=10Gyr
Z=0.0004 Z=0.0006 Z=0.001 Z=0.0015
Figura 4.58 Fit dei rami per diversi valori di metallicit` a a T=10 Gyr. Abbiamo scelto DM R
625= 14.20 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18 corrispondenti a DM 0 = 13.90 ed E(B-V)=0.12
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 B435−R625
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18 R625
T=10Gyr
(DM)0=13.70 E(B−V)=0.12
Z=0.0004 Z=0.0006 Z=0.001 Z=0.0015
Figura 4.59 Come in fig.4.58 ma per DM 0 = 13.70 ed E(B-V)=0.12
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 B435−R625
14
15
16
17
18 R625
Z=0.0006 Z=0.001
Z=0.0015
Figura 4.60 Fit dei rami per diversi valori di metallicit` a a T=11 Gyr. Abbiamo scelto DM R
625= 14.20 e E(B 435 − R 625 ) = 0.18 corrispondenti a DM 0 = 13.90 ed E(B-V)=0.12
0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9 B435−R625
12
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16
17
18 R625
T=11Gyr
(DM)0=13.70 E(B−V)=0.12
Z=0.0004 Z=0.0006 Z=0.001
Z=0.0015
