Gli Ammassi Globulari galattici mostrano una generica correlazione tra metallicità e distribuzione delle stelle di HB, con Rami Orizzontali che passano dal blu al rosso all'aumentare della metallicità. Abbiamo già visto come lo scenario evolutivo predica spontaneamente una tale correlazione assumendo una comune legge di perdita di massa per tutti gli ammassi. Un tale andamento generale presenta peraltro delle eccezioni che hanno da tempo attirato l'attenzione dei ricercatori. E' il caso ad esempio della coppia di cluster M3 e M13 che, ambedue con metallicità [Fe/H]$\sim$ -1.55, mostrano spiccate differenze nella distribuzione delle stelle di HB. Per portare in forma quantitativa tali differenze è in uso il parametro “HB Ratio” di Lee, definito come

$$HBR \ = \ \frac {B-R}{B+V+R}$$

dove V è il numero di stelle variabili RR Lyrae, e B,R rappresentano il numero di stelle di HB rispettivamente più blu o più rosse della regione di variabilità. HBR= 1 indica dunque un ramo tutto a temperature efficaci maggiori della striscia di variabilità, e HBR= -1 un ramo di sole stelle rosse, tipico degli ammassi a maggiore metallicità. Nel caso in esame si passa dal tipico ramo intermedio di M3 (HBR= 0.08) al braccio blu di M13 (HBR=0.97). Ove si escludano grossolani errori nella determinazione delle metallicità, se ne deve concludere che oltre alla metallicità deve esister un ulteriore parametro che interviene nel determinare la distribuzione delle stelle lumgo i Rami Orizzontali. E' questo il Problema del Secondo Parametro cui sono state rivolte numerose indagini.

Fig. 9.8 Gli Ammassi Globulari NGC5272 (=M3) e NGC6205 (=M13) con simili metallicità (<tex>[Fe/H]$\sim$ -1.55</tex>) mostrano spiccate differenze nella distribuzione delle stelle di HB. Le frecce delimitano indicativamente l'intervallo di temperature in cui le stelle di HB, se esistenti, mostrano fenomeni di variabilità tipo RR Lyrae

Prendendo spunto da tale problema possiamo qui di seguito utilmente elencare alcune delle possibili cause per le quali M13, con la stessa metallicità di M3, potrebbe avere HB più blu:

1. Maggiore età: minori masse in RGB e, a parità di perdita di massa, in HB.
2. Minore <tex>[$\alpha /Fe]$</tex>: shell di idrogeno meno efficienti e HB più blu.
3. Maggiore He originario: strutture più calde e più luminose, evoluzioni più veloci e quindi masse minori in RGB e HB.
4. Maggiore rotazione: nuclei di He più grandi.

Tra queste opzioni sembra al momento prevalere la differenza di età, almeno nel caso della coppia di cluster M3 e M13, ma il problema è ancora aperto e suscettibile di ulteriori indagini.

Fig. 9.9 Diagramma CM per l'Ammasso Globulare Galattico NGC2808. Metallicità stimata dell'ammasso [Fe/H]= -1.15.

Parallelo al problema del Secondo Parametro, e talora confuso con esso, è il problema delle Code Blu. Come nel caso già presentato di NGC6752 (Fig.9.7), alcuni cluster presentano una estensione del Ramo Orizzontale che si spinge sino ad altissime temperature efficaci. A causa dell'intervento della correzione bolometrica, nei diagrammi CM (V, B-V) o (V, V-I) il ramo assume un andamento spiccatamente verticale, raggiungendo e anche superando la magnitudine del TO. Il confronto con le risultanze teoriche mostra che si è in presenza di stelle che, al limite blu, giungono a perdere in pratica tutto l'inviluppo di idrogeno, spingendosi così sino al limite estremo della ZAHB.

Nei cluster più poveri di metalli, quale NGC6752, la coda blu si presenta come un'estensione del ramo alle alte temperature, in cui appaiono peraltro evidenti sottoraggrupamenti di stelle. A metallicità superiori la coda blu appare come qualcosa che viene ad aggiungersi al ramo rosso del cluster. Emblematico il caso di NGC2808 riportato in Fig. 9.9, ove un ramo rosso ben popolato è separato da una vistosa gap in colore dalla coda blu che torna a popolare quella parte di Ramo Orizzontale. Anche in questo caso si noti l'evidente esistenza di una serie di raggruppamenti che modulano la popolazione stellare della Coda Blu.

L'assenza di correlazione tra Code Blu e metallicità induce talora alcuni ricercatori a inserire tale evidenza nel quadro del problema del Secondo Parametro. Anche se tale problematica è al presente ancora controversa, notiamo che il problema del Secondo Parametro pare spontaneamente collocarsi nello scenario di una variazione di parametri evolutivi. Al contrario, le Code Blu sembrano indicare che, per qualche oscura ragione, in alcuni cluster sono efficienti meccanismi anomali di perdita di massa, che influenzano una parte della popolazione di Giganti Rosse giungendo sino a privarle del loro intero inviluppo.

Si deve notare al proposito come esista una correlazione tra Code Blu e densità centrale (stelle/pc³) dei cluster, nel senso che non tutti i cluster ad alta densità centrale hanno Code Blu, ma tutti i cluster con Code Blu hanno alta densità centrale. Questo lascia sospettare che le Code Blu possano essere il prodotto di interazioni dinamiche stella-stella con conseguente stripping degli inviluppi in ambienti ad alta densità, probabilmente in occasione di episodi di catastrofe gravotermica (–> A1.5) nei nuclei dei cluster.