Figura 4.52 Come in 4.42 nel diagramma (B

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

−1 −0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6 B₄₃₅−K

12

13

14

15

16

17

18

19

20 B435

Z=0.0025 Y=0.248 t=15.5 Gyr

DMo=13.90 E(B−V)=0.12

Figura 4.52 Come in 4.42 nel diagramma (B

, B

− K).

−1 −0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 3.5 4 4.5 5 5.5 6 B₄₃₅−K

12

13

14

15

16

17

18

19

20 B435

Z=0.0025, Y=0.248 t=13 Gyr

DMo=13.91 E(B−V)=0.15

Figura 4.53 Come in 4.43 nel diagramma (B

, B

− K).

Per completezza in figura 4.54 e 4.55 sono riportati i fit nelle bande (V, V-I). In

questo caso tuttavia non solo il SGB-a non `e visibile, ma non `e nemmeno individuabile

lo spread del ramo delle giganti rosse dovuto alla metallicit`a.

−0.2 0.3 0.8 1.3 V−I

14 15

16 17 18 19 20

V

t=15.5 Gyr

Figura 4.54 Come in 4.42 nel diagramma (V, V-I).

−0.2 0.3 0.8 1.3

V−I 11

12 13 14 15 16 17 18 19 20 21

V

Z=0.0025, Y=0.248 t=13 Gyr

DMo=13.91 E(B−V)=0.15

Figura 4.55 Come in 4.43 nel diagramma (V, V-I).

Dai grafici appena illustrati possiamo notare che non c `e disaccordo tra i risultati

ottenuti in (R

, B

-R

) e quelli ottenuti dallo studio nelle altre bande fotomen-

triche, anche se non in tutti i diagrammi `e visibile l’esatta posizione del TO del ramo

anomalo e il SGB-a. I fit determinati nelle bande (R

, B

-R

) sono pertanto

confermati dai corrispondenti fit nelle altre bande fotometriche.

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

4.6 Il ramo anomalo e la sua possibile origine

Abbiamo illustrato nei precedenti paragrafi le possibili soluzioni per il fitting del ramo anomalo.

Le soluzioni scelte per il fitting del ramo anomalo sono pertanto due: quella cor- rispondente a Z=0.0025, Y=0.248, DM

= 13.90, E(B-V)=0.12, et`a ∼ 15 Gyr e quella corrispondente Z=0.0025, Y=0.248, DM

= 13.91, E(B-V)=0.15, et`a ∼ 13 Gyr . In entrambi i casi valori di metallicit`a adottati per il fitting sono molto simili a quelli determinati spettroscopicamente da Hilker et al. 2004[42] ([F e/H] ∼ −0.8) per le stelle di SGB-a

, il che confermerebbe che le stelle del SGB-a hanno una metallic- it`a pi` u elevata rispetto al bulk della popolazione dell’ammasso. Il SGB-a, pertanto, sembrerebbe la naturale estensione del RBG-a, come gi`a ipotizzato da Ferraro et al.

(2004)[44].

I valori forniti in letteratura per il modulo di distanza del bulk delle popolazioni dell’ammasso ricoprono un ampio range DM

= 12.90 ÷ 13.90 (si veda cap.2), dovuto ai differenti metodi utilizzati per la sua determinazione. Vari autori, pertanto, tendono ad assumere come valore pi` u attendibile quello stimato da Thompson et al. 2001[21]

deteminato attraverso lo studio della variabile ad eclisse OGLEGC 17 e pari a DM

= 14.05 ± 0.11. Assumendo, come gli autori , un arrossamento E(B − V ) = 0.13 ± 0.02 (Schlegel et al. 1998) si ha che DM

= 13.67 ± 0.17. Tuttavia anche il metodo di determinazione del modulo di distanza attraverso lo studio della variabile ad eclisse

`e affetto da incertezze non trascurabili (vedi appendice F), probabilmente superiori a quelle stimate dagli stessi autori. Come mostrer`o nel par. 4.7 il range d’et`a stimato per il bulk della popolazione dell’ammasso sembrerebbe essere 11 ÷ 13 Gyr ed il modulo di distanza corrispondente stimato dal fitting del ramo orizziontale sembra essere pari a DM

= 13.70 ÷ 13.90

.

La soluzione per Z=0.0025, t=15 Gyr riproduce molto bene la morfologia dell’SGB- a. L’elevata metallicit`a e l’elevata et`a , superiore a quella del bulk della popolazione,

`e per`o molto difficile da interpretare in base ai fenomeni di arricchimento. Molti au-

25

anche se su un campione costituito da sole cinque stelle

26

con E(B − V ) ∼ 0.12

comunque essere un oggetto stellare catturato dall’ammasso, anche se non si conoscono sistemi stellari aventi elevata et`a (∼ 15 Gyr)

e metallicit`a

. Come gi`a detto nel par.

1.1 recenti studi stimano un’et`a dell’universo pari a 13.7 ± 0.2 Gyr (Bennett et al.

2003 [3]) e le prime stelle si sarebbero formate dopo circa duecento milioni di anni dal big-bang. L’et`a di ω Centauri sarebbe pertanto

molto vicina all’epoca di formazione dei primi sistemi stellari.

Se assumiamo un modulo di distanza pari a DM

= 13.70

per il bulk della popolazione, il ramo anomalo potrebbe non appartenere all’ammasso e costituirebbe pertanto un sistema stellare posto ad una diversa distanza o una coda mareale. Se, al contrario, assumiamo un modulo di distanza per il bulk della popolazione pari a DM

= 13.90 il ramo anomalo potrebbe appartenere all’ammasso.

La soluzione per Z ∼ 0.0025 e t=13 Gyr riproduce meno bene la morfologia del SGB-a e corrisponde ad un’et`a paragonabile a quella dell’ammasso. L’arrossamento determinato dal fitting del ramo anomalo `e superiore al valor medio E(B − V ) ∼ 0.12 stimato per il bulk delle popolazioni

. Ci`o indicherebbe pertanto la non appartenenza del ramo all’ammasso. Se si assume un modulo di distanza per il bulk della popolazione pari a DM

= 13.70 ed E(B-V)=0.12 si ha che il ramo anomalo potrebbe essere un gruppo di stelle collocate a circa 500 pc dal bulk dell’ammasso.

Nel par. 4.9 abbiamo studiato la distribuzione spaziale dell’ammasso. Sembrerebbe che la distribuzione della sottopopolazione anomala sia diversa dalle altre sottopopo- lazioni, avvalorando l’ipotesi che il ramo anomalo abbia avuto un’origine indipendente dalle altre sottopopolazioni.

27

stimata con un errore di circa 2 Gyr, vedi par.1.4

28

che si discosta molto dalla composizione chimica della materia formatasi dopo il Big-Bang

29

entro gli errori

30

da Thompson et al. 2001

31

il valore medio dell’arrossamento stimato per ω Centauri `e E(B − V ) ∼ 0.12. In passato sono

stati dati valori di arrossamento medi di circa 0.15 (vedi Djorgovski 1993) che sembrerebbero essere

superiori alle recenti stime dell’arrossamento dell’ammasso (si veda Lub 2002)

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

Ad oggi non `e possibile comprendere la natura del ramo anomalo anche perch`e `e stato identificato soltanto recentemente e non esistono studi spettroscopici e dinamici su un vasto campione di stelle che possano chiarire l’origine della sottopopolazione di metallicit`a pi` u elevata.

I risultati ottenuti dal fitting del ramo anomalo nel diagramma (R

, B

-R

) si discostano da quelli ottenuti (vedi fig. 3.4) da Ferraro et al. (2004), nonostante il set di isocrone teoriche utilizzato abbia gli stessi input fisici. Il modulo di distanza adottato dagli autori per il fit del ramo anomalo `e pari a DM

= 13.70 (Thompson et al. 2001) e E(B-V)=0.11 (Lub 2002). Gli autori hanno stimato, con queste assunzioni, un’ et`a del ramo anomalo pari a circa 17 Gyr e una metallicit`a Z=0.005 e un’et`a di circa 15 Gyr e Z=0.0006 per la popolazione RGB-MP. Come si pu`o notare il fit in figura 3.4 ottenuto dagli autori non riesce a riprodurre la morfologia e l’estensione del SGB-a.

C’`e da dire che la qualit`a fotometrica del set di dati a loro disposizione (corrispondente

al nostro diagramma ’shallow’) non permette di evidenziare con chiarezza la morfolo-

gia del SGB. L’estensione del SGB-a non `e pertanto ben visibile e il fit `e abbastanza

indicativo. C’`e da aggiungere inoltre che gli autori non forniscono informazioni sulla

procedura di calibrazione del set dei dati sperimentali e che il diagramma utilizzato per

il fit `e stato ottenuto con un diverso criterio di selezione dei dati sperimentali rispetto

al nostro. La procedura adottata per il fitting del ramo anomalo `e inoltre diversa: Fer-

raro et al. (2004) assumono a priori il valore del modulo di distanza ed arrossamento

dell’ammasso e cercano di fittare il ramo delle subgiganti anomalo al variare dell’et`a

e della metallicit`a mentre per determinare il fit del ramo anomalo ho cercato di ripro-

durre l’estensione del SGB non facendo alcuna ipotesi sui valori del modulo di distanza

ed arrossamento. Mediante questa procedura ho ottenuto diverse soluzioni, corrispon-

denti a diversi valori di modulo di distanza e di arrossamento, in corrispondenza di

un elevato range di metallicit`a (0.0004 . Z . 0.003): dalle osservazioni della bassa

sequenza principale e ramo orizzontale abbiamo escluso successivamente le soluzioni

corrispondenti a metallicit`a Z . 0.002. La popolazione anomala in entrambi i casi

sembrerebbe essere pi` u metallica del bulk della popolazione dell’ammasso. Per quanto

riguarda l’et`a stimata da Ferraro et al. (2004), la popolazione anomala sembrerebbe

pi` u vecchia della popolazione ’metal poor’ e ’metal intermediate. Anche i risultati