• A idéia surgiu a partir da detecção de um RGB duplo no CMD óptico do aglomerado HP1 (Ortolani et al 1997), do Bojo da Galáxia.
• Um ramo de gigantes vermelhas pobre em metais, correspondente ao aglomerado
• Outro rico, mais curvado, com metalicidade similar à do bojo (janela de Baade, metalicidade ~solar)
• HP1 é objeto ideal para testar o cenário de capturas proposto

Asc. Reta = 17^h27^m53.2s ; Decl = -29^o56'41'' (1950)
[Fe/H] = -1.5 ; contrastando em 1.0 dex com o ambiente
Distância ao centro da galáxia ~ 1.3 kpc
AJUSTES:
Linha tracejada:posição média das estrelas do aglomerado pobre NGC 6752
Linha cheia: Posição médis das estrelas do aglomerado rico NGC 6553 (metalicidade ~solar)
A figura mostra uma extração dos r <= 23" centrais.

• O CMD foi gerado a partir de imagens do NTT (3.55m, ESO, seeing ~ 0.5"). Extrações com DAOPHOT II. (Ortolani et al 1997)
• O RGB secundário é interpretado como devido à contaminação do bojo.

• van den Bergh (1996):
• Aglomerados de metalicidades baixas e médias da Galáxia, com HBs compostos resultariam de mergers.
• Para ocorrência de mergers ==> aglomerados com velocidades relativas baixas ==> satisfeito em galáxias anãs de baixa dispersão de velocidades.
• Merger na galáxia anã e posterior captura pela Via Láctea.
• Exemplo: van den Bergh cita M54 na anã de Sagitário.

• Cenário de Merger não apropriado para HP1:
• Dispersão de velocidades do bojo muito alta para que ocorram mergers de globulares no próprio bojo.
• População estelar do RGB secundário muito rica para ter se originado em anã.

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Estimativas de número de capturas

• Condições para captura de uma estrela:
• V_c == velocidade do aglomerado
• V_s == velocidade da estrela
• V_e == velocidade de escape do aglom.

|V_c| - |V_e| <= cos  <= |V_c| + |V_e|
|V_s| sen  <= |V_e|

• Parâmetros do HP1:
• Distância ao centro da Galáxia ~ 1.3 kpc
• Densidade do Bojo a essa distância: 0.33 Msol/pc³ (modelo de Hernquist 1993)
• Assumimos Bojo isotérmico (Binney & Tremaine 1997), com dispersão de velocidades de 113 km/s (e.g. Sharples et al. 1991) e distribuição Gaussiana.
• A partir das condições de captura e dos parâmetros do HP1, adotamos uma massa típica de 1 Msol para as estrelas do bojo e consideramos um grid de modelos de aglomerados com massas 10⁴, 10⁵ e 10⁶ Msol, diâmetros  10, 15 e 20 kpc, e velocidades (V_c) de 50 e 100 km/s e obtivemos:
• (i) Para aglomerados de 10⁶ Msol; V_e = 34 km/s
• V_c = 50 km/s ==> N_s = 1.2 X 10⁵ estrelas por Gyr
• V_c = 100 km/s ==> N_s = 4.1 X 10⁴ estrelas por Gyr

• (ii) Para aglomerados de 10⁵ Msol; V_e = 11 km/s
• V_c = 50 km/s ==> N_s = 5.1 X 10³ estrelas por Gyr
• V_c = 100 km/s ==> N_s = desprezível
• (iii) Para aglomerados de 10⁴ Msol
• Não capturam número significativo de estrelas.
• Esses valores fornecem vínculos para as massas e velocidades para que aglomerados como o HP1 sejam capazes de capturar estrelas.

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Simulação

• TREECODE:  = 0.7; quadrupolo.
• Modelo de Plummer para o aglomerado:
• 10⁵ Msol; 10⁴ partículas; massas iguais (10 Msol)
• Raio de core: 2 pc
• Raio de corte: 15 pc
• O Bojo:
• Densidade de 0.33 Msol/pc³
• O modelo de aglomerado, viajando a 50 km/s encontra 29480 Msol em estrelas do Bojo em 10 Myr.
• Usando partículas de 10 Msol, criamos esfera homogênea de tamanho igual ao do aglomerado e velocidades amostradas a partir de distribuição Gaussiana com Sigma = 113 km/s

• A simulação:
• Aglomerado centrado na esfera homogênea que representa o Bojo, Orbitando ao redor de uma partícula de 7 X 10⁹ Msol que representa a massa do bojo interna à posição de HP1.
• Após 10 Myr : captura de 90 Msol ====> Captura de 9000 Msol / Gyr

• Mecanismos que afetam o número de estrelas em aglomerados:
• Evaporação (o mais importante):
• Aglomerados com 10⁶ Msol ==> estáveis num tempo de Hubble
• Aglomerados com 10⁵ Msol ==> perdem fração significativa da sua massa (t_evap = 10 Gyr)
• Ejeção
• Disk schocking
• Mecanismo de Capturas pode contrabalançar as perdas, permitindo que aglomerados de 10⁵ Msol sobrevivam no Bojo.
• Dependendo da massa, taxa de evaporação e de capturas, pode-se esperar uma modificação na população estelar do aglomerado, com o aparecimento de uma segunda componnte no CMD.
• Aglomerados pobres em metais menos massivos:
• Se a taxa de capturas domina, as sequências evolutivas do CMD (HB azul, RGB vertical) podem se tornar menos povoadas, criando uma segunda família de aglomerados metálicos que antes eram pobres e em um tempo de Hubble desenvolvem um CMD similar ao da Janela de Baade por capturas
• A posição relativa das sequências evolutivas no diagrama HR para globulares de diferentes metalicidades é fundamental para a calibração dos parâmetros da população estelar. O CMD de HP1, combinando populações pobre e rica em metais, pode fornecer um meio de medir o blanketing diretamente, independente de modelos espectrais e de atmosferas estelares.
• Blanketing: Estrelas ricas em metais apresentam muitas linhas de absorção na região azul dos seus espectros, causando um aparente rebaixamento do contínuo e, no seu diagrama HR, um deslocamento para o vermelho. O RGB pobre indica a posição correta, ou o deslocamento provocado pelo blanketing no RGB rico.

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