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OBSERVATÓRIO NACIONAL
MINISTÉRIO DA CIÊNCIA, TECNOLOGIA E INOVAÇÃO
PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA
Caracterização das Populações
Estelares da Via Láctea
Monograa para o Exame de Qualicação
Gustavo de Almeida Bragança
Orientadora:
Dra. Simone Daflon
Rio de Janeiro
3 de Julho de 2012
Sumário
Resumo
iii
Abstract
iv
1 Introdução
1
2 Halo
5
3 Bojo
14
4 Disco
19
5 Sumário e perspectivas
27
Referências Bibliográcas
29
ii
Resumo
Nesta monograa, relataremos os principais tópicos discutidos atualmente sobre as
populações estelares do halo, bojo e disco Galáctico. Na última década, foram feitas
várias descobertas de subestruturas e sobredensidades no halo e no disco que corroboram a ideia de canibalização de galáxias e o modelo hierárquico de formação da Via
Láctea. Alguns aglomerados globulares apresentam presença de múltiplas sequências
principais e (anti)correlação entre razões de abundâncias de elemento químicos, o que
alguns autores sugeriram ser fruto de múltiplas populações nestes aglomerados.
Há
evidências de que o halo possa ser dividido em duas componentes, porém há discordância sobre os resultados das análises destas evidências. No disco, há várias evidências
de uma dicotomia, entretanto resultados mais recentes possivelmente apontam o contrário. O bojo possui uma população intrigante que possivelmente é mais enriquecida
em metais quando comparada às populações do halo e do disco, e ainda não há um
cenário completo que explique a formação desta população.
Esta monograa, assim
como sua apresentação e defesa, faz parte do exame de qualicação do programa de
doutorado do Observatório Nacional.
iii
Abstract
In this monograph, we will report the main topics that are being discussed on the subject of stellar populations of the Galactic halo, bulge and disk. In the last decade, several discoveries of substructures and overdensities in the halo and disk had been made,
which reinforxes the idea of canibalization of galaxies and the hierarchical formation
scenario of the Milky Way. Some globular clusters show multiple main sequences on
the color-magnitude diagrams and (anti)correlation between chemical elements ratios,
which some authors suggest are due to the presence of multiple stellar populations in
these clusters. There are evidences that the halo might be separated in two components,
thus there is disagreement on the results on the analysis of such evidences. Regarding
the disk, the presence of a dichotomy was found almost three decades ago, however
more recent results could possibly point that there is not a dichotomy. The bulge has
an intriguing population that possibly is more chemically enriched when compared to
the halo and disk populations, and there is not a complete formation scenario that ould
explain this population. this monograph, as well its presentation and argumentation,
is part of the qualifying examination of the Ph.D. program of this institution.
iv
Capítulo 1
Introdução
Uma população estelar é denida como um conjunto de estrelas com idades, composições químicas e propriedades cinemáticas similares. Estes parâmetros são cruciais
quando o objetivo é traçar a história da Galáxia através das estrelas (Mould 1982).
O conceito de população estelar vem sendo construído por notáveis astrônomos como
H. Shapley e R. J. Trumpler, mas foi Baade (1944) que cunhou o conceito geral. Durante a Segunda Guerra Mundial, Baade aproveitou os apagões de energia na cidade
de Los Angles, E.U.A, para intensicar suas pesquisas no Observatório de Monte Wilson.
Nessa época, ele conseguiu resolver o bojo da galáxia de Andrômeda e notou
que as gigantes vermelhas desta galáxia são similares às estrelas mais brilhantes dos
aglomerados globulares e que ambas compõem uma população de estrelas distintas da
população de estrelas da vizinhança solar. King (1971) descreve uma visão histórica
sobre populações estelares. Além disso, King dene populações estelares de uma forma
interessante e que transcrevemos aqui:
Just as the study of stellar atmospheres and interiors is the physiology of
the stars, the study of populations is their ecology. It connects the nature,
and numbers of stars with the environment in which they live.
1
Em termos iniciais, a idade era o parâmetro mais importante na denição de população. Isto pode ser visto através da denição de Baade, que separou as estrelas em
duas populações: estrelas de População I são jovens e as de População II são velhas.
Com as descobertas subsequentes, percebeu-se que a composição química é um fator
importante na determinação de populações estelares. Já no século passado, cou claro
que separar as estrelas em apenas duas populações não é o mais adequado; entretanto,
estes termos ainda são usados quando o objetivo é se referir a uma população velha
e pobre em metal (População II) e jovem e rica em metal (População I). No nal do
século passado, foi cunhado o termo População III ao se referir às estrelas de primeira
geração.
As estrelas desta população teriam sido formadas no início do Universo a
1 Tradução
livre: Assim como o estudo das atmosfera e interior estelares é a siologia das estrelas,
o estudo das populações é sua ecologia. Conecta a natureza e o número de estrelas com o ambiente
no qual elas vivem.
1
CAPÍTULO 1.
2
INTRODUÇÃO
partir do gás primordial e, assim, possuíriam metalicidade nula. Devido a ausência de
?
metais, a massa típica de uma estrela de população III seria bem alta ( ). Acredita-se
que não haja exemplares desta população atualmente e que, se for possível encontrá-las,
elas estariam a altos
redshif ts (z ≈ 10 − 30).
Rydberg et al. (2012) descrevem que as
estrelas de população III poderão ser detectadas com o telescópio espacial James Webb
se as estrelas forem muito massivas (>
300M ) e apenas utilizando lentes gravitacionais
com alta magnicação.
Um grande passo foi dado na melhor identicação de populações estelares da Galáxia
2
com o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) . O SDSS (York et al. 2000) é um levantamento
espectrofotométrico cobrindo aproximadamente um quarto do céu. O telescópio usado
possui um diâmetro de 2.5 m e está localizado no Apache Point Observatory, New
Mexico, E.U.A. As imagens são obtidas simultaneamente em cinco bandas (ugriz) e os
dados são processados através de pipelines para medir as propriedades fotométricas e
astrométricas. Recentemente foram publicados três estudos com dados do SDSS nos
quais os autores realizam uma tomograa do céu. Os trabalhos são:
•
Juri¢ et al. (2008) estudaram a densidade do disco e do halo através de contagem
estelar de aproximadamente 48 milhões de estrelas. As distâncias foram obtidas
através de paralaxe fotométrica
3
resultando em distâncias desde 100 pc a 20 kpc
e cobrindo uma área de 6500 graus quadrados do céu.
A Fig.
1.1 retrata a
densidade numérica de estrelas em funcão das coordenadas cilíndricas
R
e
Z.
Este é o retrato da Galáxia vista pelo SDSS I.
•
Ivezi¢ et al. (2008) obtêm metalicidade fotométrica para quase dois milhões de
estrelas F e G a distâncias de 500 pc a 8 kpc do Sol. A metalicidade fotométrica
foi obtida através de uma calibração realizada com espectros do SDSS para aproximadamente 60 mil estrelas anãs F e G da sequência principal.
•
Bond et al. (2010) estudaram a cinemática de 18.8 milhões de estrelas com
magnitude
r < 20
e medidas de movimento próprio do SDSS e do catálogo
astrométrico Palomar Observatory Sky Survey (POSS). Estas estrelas possuem
distâncias derivadas de paralaxe fotométrica e estão localizadas entre
∼ 100 pc a
10 kpc espalhadas em mais de um quadrante do céu e com latitudes
|b| < 20◦ .
Nesta monograa estaremo-nos referindo, em mais de uma vez, a estes três trabalhos.
Considera-se o colapso monolítico sugerido por Eggen et al. (1962) como o modelo
clássico de formação da Galáxia. Neste modelo, o gás primordial colapsou rapidamente
2 http://www.sdss.org/
3A
maior parte das estrelas são anãs e, assim, com uma relação cor-magnitude bem determinada.
Com isso, é possível determinar a distãncia através das cores obtidas (Juri¢ et al. 2008).
CAPÍTULO 1.
3
INTRODUÇÃO
Figura 1.1: Densidade numérica de estrelas em função das coordenadas cilíndricas
Z , para diferentes intervalos de cor r−i.
do vermelho ao azul.
polares
φ.
R
e
A densidade é mostrada em escala logaritímica
Cada pixel corresponde ao valor médio para todos os ângulos
Do gráco inferior a direita ao gráco superior a esquerda, o desvio do
intervalo de cor em cada gráco para o azul permite obter distâncias maiores. Este é
o retrato da Galáxia vista pelo SDSS. Fonte: Juri¢ et al. (2008).
e, a partir deste gás, formaram-se as estruturas já conhecidas: halo, bojo e disco. Entretanto, o cenário de formação da Galáxia é mais complexo, como primeiro sugerido
por Searle & Zinn (1978) e corroborado por grandes levantamentos recentes, tais quais
CAPÍTULO 1.
INTRODUÇÃO
4
o Two Micron All Sky Survey (2MASS, Majewski et al. 2003) e o SDSS. O 2MASS
foi um levantamento fotométrico no infravermelho de todo o céu.
Para obter uma
cobertura completa do céu, foram utilizados dois telescópios de 1.3 m localizados em
ambos hemisférios. Com os dados obtidos dos dois levantamentos, foi possível detectar subestruturas na nossa Galáxia, como Monoceros (SDSS, Newberg et al. 2002) e
TriAnd (2MASS, Rocha-Pinto et al. 2004; Majewski et al. 2004). A existência de subestruturas e da galáxia esferoidal anã Sagittarius (Ibata et al. 1994) na nossa Galáxia é
prova de que ocorre canibalização em nossa Galáxia. Com isso, seguindo a mudança no
cenário de formação Galáctica, o estudo de populações estelares tornou-se mais complexo, estando muito ligado ao estudo da estrutura Galáctica. Nos próximos capítulos,
descreveremos os principais tópicos discutidos recentemente na área de estudo das populações estelares de cada uma das componentes principais da Galáxia: halo (Ÿ2), bojo
(Ÿ3) e disco (§4). No capítulo Ÿ5 concluímos e fornecemos as perspectivas futuras do
campo.
Capítulo 2
Halo
O halo é a componente mais externa da nossa Galáxia.
De acordo com o cenário
de formação da Galáxia, esta componente foi a primeira a se formar, e com isso, é
caracterizado por estrelas velhas e pobres em metais, ou seja, estrelas de População
II. O halo é uma componente quasiestática, apresentando uma velocidade de rotação
prógrada da ordem de
vrot ∼ 20
velocidades com valores de
A Fig.
km s
−1
, porém é a que tem maior dispersão de
[σRH , σφH , σZH ] = [135, 85, 85]
km s
−1
1
(Bond et al. 2010) .
2.1 apresenta o halo no espaço de velocidades cilíndricas
[vR , vφ , vZ ]
com
os dados do SDSS (Bond et al. 2010). As estrelas do halo formam um elipsóide que é
claramente visto, assim como a inclinação no espaço
do elipsóide de velocidades é consistente com
vR × vZ .
O ângulo da inclinação
tan−1 (vZ /vR ) = R/z .
Subestruturas
De acordo com o modelo hierárquico de formação, nossa Galáxia formou-se através da
acresção de sistemas menores. Uma das primeiras evidências diretas foi a descoberta
do canibalismo em andamento de uma galáxia anã esferoidal: Sagittarius (Ibata et al.
1994).
Com dados do 2MASS, Majewski et al. (2003) foram capazes de mapear o
2
núcleo e as faixas de maré
desta galáxia em 360
◦
(Fig. 2.2).
Recentemente, foram identicadas outras subestruturas no halo Galáctico. RochaPinto et al. (2004) e Majewski et al. (2004), utilizando métodos e amostras distintas,
encontraram uma sobredensidade de estrelas na região das constelações de Triangulum e Andromeda (de agora em diante, TriAnd). Estes trabalhos descreveram TriAnd
como sendo uma sobredensidade extensa e difusa, sendo possivelmente um detrito de
maré de alguma colisão. Além disso, TriAnd não apresenta um núcleo denido e sua
distância está estimada entre aproximadamente 16 a 25 kpc (Majewski et al. 2004).
Chou et al. (2011) realizaram o primeiro estudo espectroscópico de alta resolução de
TriAnd ao analisar 6 gigantes M. Eles encontraram que o comportamento das abundâncias dos elementos-α segue a mesma tendência presente em galáxias anãs esferoidais, o
1 Em
coordenadas esféricas, [σrH , σθH , σφH ] = [141, 75, 85] km s−1 .
de maré são faixas de estrelas e/ou gás resultante da interação entre galáxais em processo
de colisão.
2 Faixas
5
CAPÍTULO 2.
6
HALO
Figura 2.1: Distribuições bidimensionais no espaço de velocidades para as estrelas de
ambos hemisférios. As estrelas são do levantamento SDSS. No espaço
VR ×VZ
é possível
notar o elipsóide de velocidade e que este é inclinado ao plano Galáctico. Fonte: Bond
et al. (2010).
que sugeriria sua origem extragaláctica. Martin et al. (2004) encontraram uma sobredensidade na direção da constelação do Canis Majoris e propuseram que esta fosse o
núcelo progenitor de Monoceros. Esta é uma sobredensidade encontrada no disco que
é discutida no Cap.
4.
Entretanto, Mateu et al. (2009) apontaram que se a origem
desta sobredensidade for extragalática, um excesso de mais de 100 RR Lyrae deveria
estar presente nesta região, o que não foi encontrado. Este resultado sugeriria que esta
sobredensidade é uma deformação do disco. Já Rocha-Pinto et al. (2006a) sugeriram
3
que o núcleo de Monoceros estaria localizado na antiga constelação de Argo .
Outra subestrutura foi encontrada na direção da constelação de Virgo por Juri¢
et al. (2008). Há evidências de que esta sobredensidade esteja relacionada com outras
subestruturas na mesma direção, como por exemplo, a faixa de maré de Virgo (Duau
et al. 2006). Esta sobredensidade possui uma densidade de número duas vezes maior
quando comparadas a regiões simétricas do céu e se espalha por
∼ 1000 graus quadrados
no céu. Carlin et al. (2012), através de análise orbital de estrelas do SDSS, concluem
que esta sobredensidade é a remanescente de uma galáxia anã destroçada.
Uma lista das subestruturas encontradas até 2010 pode ser encontrada em Rocha-
3 Esta
constelação foi desmembrada em três:
Carina, Vela e Puppis.
CAPÍTULO 2.
7
HALO
Figura 2.2: Mapa em coordenadas equatoriais das fontes pontuais do 2MASS. Cada
gura possui estrelas em intervalos de magnitude
KS
e cor
(J − Ks )
distintas.
É
possível notar a presença de subestrutruas na Galáxia além das galáxias anãs LMC e
SMC. Dois ciclos em torno do céu são apresentados para mostrar a continuidade das
subestruturas. Fonte: Majewski et al. (2003).
Pinto (2010). Devido a possível natureza extragaláctica destas subestruturas, deve-se
compreender que suas estrelas formam populações estelares distintas entre si e entre a
Galáxia. A razão é que a história de formação destas estrelas são diferentes.
A dicotomia do halo
Recentemente, Carollo et al. (2007, 2010) sugeriram a presença de uma dicotomia no
4
halo utilizando dados do SDSS . Eles analisaram a velocidade de rotação das estrelas
de calibração com
solar
5
|Z| ≤ 4 kpc.
Esta subamostragem de apenas estrelas da vizinhança
deve-se que, a distâncias maiores, não é possível obter estimativas úteis do movi-
mento espacial das estrelas. Nesta subamostra, além do já conhecido halo Galáctico,
eles identicaram duas distribuições de metalicidade distintas no espaço de velocidades.
Eles sugeriram que cada uma das distribuições seria característica de uma componente
distinta: um halo interno e outro externo.
O halo interno domina à distâncias do plano galáctico de 10 a 15 kpc e sua distribuição de densidade espacial é achatada, com razão entre os eixos de aproximadamente 0.6.
A distribuição de metalicidade desta população possui seu máximo em
[F e/H] = −1.6
com uma cauda se extendendo para metalicidades maiores e menores.
Estas estrelas possuem excentricidades orbitais altas e exibem uma movimeto prógrado
quase nulo em torno do centro da Galáxia. O halo externo domina à distâncias de 15
et al. (2007, 2010) utilizaram Data Release 5 e Data Release 7 mais dados do SEGUE,
respectivamente. O SEGUE é um levantamento espectroscópico baseado na infraestrutura do SDSS.
5 O termo vizinhaça solar, aqui usado para estrelas com |Z| ≤ 4 kpc, foi utilizado por Carollo et al..
4 Carollo
CAPÍTULO 2.
8
HALO
Figura 2.3: Distribuição de
[Fe/H]
para diferentes cortes na velocidade azimutal.
É
∼ −1.0 dex)
([Fe/H] ∼ −2.2
possível notal uma variação da moda, passando do disco espesso ([Fe/H]
ao halo interno ([Fe/H]
∼ −1.6
dex) e em seguida para o halo externo
dex). Fonte: Carollo et al. (2007).
a 20 kpc do plano e possui uma distribuição de densidade espacial quase esférica, com
razão dos eixos de aproximadamente 0.9.
As estrelas do halo externo possuem uma
metalicidade mais pobre, com a moda da distribuição em
[F e/H] = −2.2
e uma gama
variada de excentricidades orbitais. O halo externo apresenta uma velocidade média
retrógrada
hVφ i = −80 ± 13
km s
−1
. A Fig. 2.3 mostra a distribuição de metalicidade
para diferentes intervalos da velocidade azimutal na amostra original de Carollo et al.
(2007). Note que para velocidades maiores, há um deslocamneto da distribuição para
menor metalicidade.
Acredita-se que o cenário de formação do halo externo é distinto ao do halo interno.
Durante o colapso da nuvem primitiva que formou a Galáxia, a acreção radial de
nuvens de gás deu origem a uma população estelar com alta excentricidade orbital,
i.e., o halo interno. Dentro destas nuvens de gás, a formação estelar em andamento
gerou o enriquecimento desta população estelar. O halo interno assumiu uma forma
achatada devido a formação do disco e da acreção contínua de gás pela Galáxia.
O
halo externo teria sido formado através da acreção caótica de pequenos subsistemas
dentro de minihalos de matéria escura (Carollo et al. 2007). Devido a pequena massa
destes subsistemas, o halo de matéria escura os destroçou através de interações de maré,
e seriam poucos os subsistemas que chegaram intactos, ou quase intactos, às regiões
próximas do plano Galáctico. Assim, a população estelar do halo externo supostamente
CAPÍTULO 2.
9
HALO
é formada pelos destroços destes subsistemas.
Recentemente, foram submetidos dois trabalhos simultaneamente: um de crítica a
esses resultados (Schönrich et al. 2011) e a resposta a estas críticas (Beers et al. 2012).
Gostaríamos que o leitor notasse que a possibilidade uma discussão em tempo quase real
6
só foi possível graças a publicação preliminar destes trabalhos no arXiv . Relataremos
a seguir os principias pontos desta dicussão e que nos restringiremos apenas as versões
publicadas, exceto quando escrito explicitamente.
A crítica de Schönrich et al. (2011) em relação aos resultados de Carollo et al.
(2007, 2010) são referentes as estimativas das distâncias, em que eles armam estarem
superestimadas devido a duas razões:
1) uma classicação equivocada das estrelas
localizadas no ponto de desligamento (TO) da sequência principal, quando, na verdade,
elas deveriam ser estrelas anãs; e 2) uma escala de magnitude absoluta para as estrelas
anãs que ajusta uma luminosidade errada para este tipo de estrelas. Como dito, Beers
et al. (2012) abordam estas questões.
Em Carollo et al. (2007, 2010), a distância foi obtida de acordo com o método
iterativo de Beers et al. (2000) que utiliza a magnitude intrínseca
(B − V )0
V0 ,
a cor íntrinseca
e o estágio evolutivo da estrela. Apenas o valor da gravidade supercial foi
usado como critério para denir o estágio evolutivo das estrelas (argumento 1 supracitado).
Beers et al. (2012) concordam e realizam uma nova classicação de estado
evolutivo para as estrelas no TO. Eles determinaram uma função que determina a temperatura efetiva no TO,
TTO , em função da metalicidade [Fe/H], e assim, reclassicaram
as estrelas como anãs ou gigantes àquelas com
Tef f < TTO − 250
7
K . Para distinguir
entre estrela anã e gigante é utilizado o valor da gravidade supercial.
com
Tef f ≥ TTO − 250
As estrelas
K mantiveram sua classicação de estrela no TO inalterada. A
conclusão da existência de um halo externo seria mais afetada pelas estrelas pobres que
tiveram seus estados evolutivos alterados de TO para anãs, já que estas estrelas teriam
suas distâncias superestimadas. Beers et al. apontam que, dentre todas as estrelas da
amostra, 14% tiveram seu estado evolutivo alterado de TO para anãs e que apenas 4%
da amostra completa eram estrelas pobres com estado evolutivo alterado. Beers et al.
armam que o número pequeno de estrelas com distâncias superestimadas não altera
o resultado de Carollo et al..
Em relação ao segundo argumento supracitado, Schönrich et al. (2011) alegaram
que Carollo et al. utilizaram uma calibração ruim para a determinação da magnitude
absoluta. Schönrich et al. utilizaram uma calibração preliminar de Ivezi¢ et al. (2008)
que melhor concorda com o conjunto de isócronas usados por eles (isócronas BaSTI:
6 http://arxiv.org/
7O
valor de 250 K é referente a precisão em 2σ em temperatura do
pipeline do SEGUE.
CAPÍTULO 2.
10
HALO
Pietrinferni et al., 2004, 2006). Entretanto, Ivezi¢ et al. (2008) não esperava que esta
calibração funcionasse para estrelas quentes próximas ao TO, e um considerável número
de estrelas em Carollo et al. são deste tipo. Além disso, Beers et al. alegam que a
calibração usada por Schönrich et al. não considera a correção para diferentes idades
adotada por Ivezi¢ et al. para obter um método de paralaxe fotométrica mais útil.
Após a correção, Beers et al. (2012) analisaram a distribuição da velocidade azimutal da amostra com
[F e/H] < −2.0
e amostras de outros trabalhos, incluindo a de
Schönrich et al. (2011). Beers et al. encontraram as mesmas evidências da existência
de um halo externo. Eles ainda realizaram quatro testes:
1. Para as estrelas com
[Fe/H] < −1.5,
eles analisaram a amostra corrigida no
espaço de movimentos próprios. Utilizando um teste Kolmogorov-Smirnov bidimensional, eles descartaram a hipótese nula que a população de estrelas com
Vφ < −200
km s
−1
é idêntica a população composta pelo resto da amostra.
Entretanto, Schönrich et al. relatam que, mesmo não havendo um viés nas magnitudes absolutas estimadas e assim também nas distâncias, uma distribuição
simétrica dos erros da magnitude causa uma distribuição assimétrica na distribuição de distâncias com uma longa cauda para valores super-estimados (viés
de Lutz & Kelker, 1973). Assim, como a distribuição de distâncias reete-se na
distribuição de velocidades azimutais, a assimetria identicada por Carollo et al.
(2007) seria causada por este raciocínio e foi mal interpretado por eles.
Beers
et al. concordam que tal viés possa existir, mas que sua presença não obscurece
a presença de um halo retrógrado e a identicação desta componente retrógrada
no espaço de movimentos próprios fortalece esta armação.
2. Eles separaram a amostra em intervalos de distância ao plano Galáctico e analisaram a distribuição de metalicidade dos intervalos. Para intervalos de distâncias
|Z| > 5
kpc é possível notar uma variação na moda da distribuição de metalici-
dade de
[Fe/H] = −1.6
para
[Fe/H] = −2.2.
3. Uma amostra distinta foi utilizada neste teste. Utilizaram-se as estrelas na parte
azul do ramo horizontal (blue horizontal branch) do SDSS. Estas estrelas são
bem brilhantes e possuem uma distância fotométrica bem calibrada.
vidiram esta amostra em duas, utilizando
[Fe/H] = −2.0
Eles di-
como critério de corte
e analisaram a distribuição de velocidade radial das duas subamostras. Para a
subamostra com metalicidade alta, não se pode rejeitar a hipótese de uma única
componente. Para a subamostra com baixa metalicidade, duas subcomponentes
são necessárias para se realizar um bom ajuste.
CAPÍTULO 2.
11
HALO
4. Neste teste, a mesma amostra do terceiro teste é utilizada.
Entretanto, é re-
alizado uma análise da distribuição de metalicidade em diferentes intervalos de
distância ao centro Galáctico. Novamente, percebe-se um deslocamento da moda
da distribuição de um valor
[Fe/H] = −1.7 para [Fe/H] ∼ −2 quando aumenta-se
a distância ao centro Galáctico.
Assim, de acordo com Beers et al., todos os testes realizados corroboram com a dicotomia do halo sugerida por Carollo et al. (2007). Entretanto, Schönrich et al. (2011)
8
rebateram as armações de Beers et al. (2012) .
Schönrich et al.
argumentam que
utilizaram diversas calibrações de distâncias, incluindo aquela usada por Beers et al.
(2012) e não encontraram evidências da dicotomia.
Assim, a presença de uma di-
cotomia no halo ainda é discutida e mais análises são necessárias para encerrar este
assunto.
Múltiplas populações em aglomerados globulares
A existência de múltiplas populações em aglomerados globulares não é uma descoberta
recente. Entretanto, graças a telescópios e detectores mais potentes, evidências mais
diretas surgiram na última década. Para uma lista extensa dos trabalhos nesta área,
sugerimos a leitura dos artigos de revisão Gratton et al. (2004, 2012). Faremos aqui
um breve panorama sobre o tópico.
A evidência canônica da presença de múltiplas populações em aglomerados globulares é a anticorrelação entre os elementos químicos Na e O (Fig. 2.4). Gratton et al.
(2004) apontaram que, a princípio, acreditava-se que a anticorrelação era evidência de
um cenário misto e que seria necesário a presença de componentes primordiais e evoluídas, i.e. populações múltiplas. Porém, os modelos eram imprecisos e não descreviam a
abundâncias dos elementos químicos tal qual observadas. Com a descoberta que o Na
pode ser produzido através do ciclo NeNa na mesma região que o O é esgotado via
ciclo ON, a ideia da existência de populações múltiplas nos aglomerados se consolidou.
As estrelas de primeira geração produzem Na e esgotam O, e ejetam o Na sintetizado
para o meio interestelar através de ventos.
As estrelas das gerações posteriores são
formadas com este gás enriquecido. Note que esta é uma evidência indireta. Uma evidência mais direta é a presença de múltiplas curvas representando um mesmo estágio
evolutivo no diagrama cormagnitude, e.g., múltiplas sequências principais (Fig. 2.5).
Como já denido, populações estelares distintas são formadas em épocas distintas.
O enriquecimento do meio interestelar no qual as populações posteriores se formaram
foi causado pela ejeção de material sintetizado pelas estrelas da primeira geração. As
8A
versão preliminar disponibilizada no arXiv.org, não a publicada.
CAPÍTULO 2.
12
HALO
Figura 2.4: Coleção de anticorrelações ONa para diversos aglomerados.
As linhas
separam a primeira geração (P), a geração intermediária (I) e a segunda geração (E).
Círculos vermelhos são medidas apara ambos elementos enquanto as setas azuis são
estrelas com medidas de Na e valores superiores de O. Fonte: Gratton et al. (2012).
possíveis candidatas a terem ejetado este material sintetizado são estrelas gigantes do
ramo assintótico (AGB) de massa intermediária (411
11
M ),
e estrelas massivas de alta rotação (20120
M ),
M ).
9
estrelas super-AGB
(9
O material sintetizado deve
ser ejetado ao meio a baixas velocidades para evitar seu escape do aglomerado. Isto é
possível através de ventos lentos em estrelas AGBs ou ventos equatoriais nas estrelas de
alta rotação. Modelos evolutivos de Decressin et al. (2009) concluíram que as estrelas
AGBs massivas e com rotação possuem uma dragagem mais profunda e que C, N e
O também são trazidos para superfície, além do Na. Este material ejetado através de
ventos resultaria em diferenças maiores entre as diferentes gerações estelares do que
aquelas observadas.
Com isso, eles concluem que as estrelas AGBs masivas e com
rotação possam ser descartadas como poluidoras.
Estas estrelas poluidoras estão fundindo H, seja no núcleo ou na região inferior da
camada convectiva (Hot Bottom Burning).
Como o principal resultado da fusão de
H é o He, as estrelas de populações posteriores devem ser ricas em He. Para alguns
9 Estrelas
super-AGB fundem carbono fora do núcleo em condições parcialmente degeneradas. Elas
terminam sua evolução como anãs brancas de ONe.
CAPÍTULO 2.
13
HALO
Figura 2.5: Diagrama magnitudecor mostrando a sequência prinicpal tripla de NGC
2808. O círculo vermelho e o triângulo azul são estrelas anãs analisadas por Bragaglia
et al. (2010). Fonte: Gratton et al. (2012).
aglomerados, esta variação em He pode ser a causa de múltiplas sequências principais
para alguns aglomerados, como apontados por Piotto et al. (2005, 2007) e vistos em
ω
Cen e NGC 2808 (Fig. 2.5).
A principal discrepância entre as populações está nos elementos leves: Li, C, N, O,
Na, Mg e Al. Porém, variações nas abundâncias de elementos mais pesados já foram
observadas. As variações em
e.g.,
ω
[Fe/H] foram encontradas nos aglomerados mais massivos,
Cen (Marino et al. 2011).
Os elementos produzidos por captura de nêutron
apresentam pouca variação. Recentemente, foi identicada uma pequena variação de
elementos formados pelo processo-r em aglomerados pobres (e.g. Roederer & Sneden,
2011), mas há evidências contrárias (Cohen 2011).
A variação destes elementos não
apresenta correlação com a dos elementos leves, assim, acredita-se que a discrepância
seja causada por heterogeneidades do meio interestelar.
Nesta monograa, ativemo-nos a descrever apenas múltiplas populações estelares
como explicação para as evidências observacionais nos aglomerados globulares, já que
este cenário é o mais aceito.
O leitor deve saber que há outras ideias acerca do as-
sunto, e.g., heterogeneidades no material o qual se formou o aglomerado. Para mais
informação sobre outros cenários, Gratton et al. (2012) discursam sobre o asssunto em
sua introdução.
Capítulo 3
Bojo
A população estelar do bojo Galáctico é a menos estudada devido a sua distância e
a alta extinção causada pelo disco. No bojo galáctico parece existir duas populações
estelares com metalicidades, padrões de abundâncias e idades diferentes(e.g.
Cunha
et al. 2007; Meléndez et al. 2008; Bensby et al. 2010b). A população do bojo é composta
por estrelas velhas (>
10
1
Ga , Zoccali et al., 2003) e a população no centro Galáctico
(CG) é composta por estrelas formadas a mais de 5 Ga e outras mais jovens, com
apenas algumas centenas de Ma de idade (Pfuhl et al. 2011).
A melhor forma de estudar a história de uma população estelar é através de suas
estrelas anãs (e.g. Edvardsson, B. et al. 1993), independente de sua localidade. Estas
apresentam idades diferentes, e assim, registram toda a história da população. Entretanto, observar diretamente estrelas anãs no bojo é extramemente difícil por necessitar
várias horas de integração nos maiores telescópios disponíveis atualmente. Assim, para
contornar tal diculdade, alguns autores estão utilizando um método não convencional
nesta área: observação através de microlentes gravitacionais. Como exemplo mais recente, Bensby et al. (2009, 2010a,b, 2011) estão construindo uma amostra de anãs de
bojo utilizando este método e, até o momento, já observaram 36 anãs/subgigantes do
bojo (Bensby et al. 2012).
Seus resultados apontam para uma distribuição de met-
alicidade aparentemente bimodal com picos em
[Fe/H] ∼ −0.6
e
[Fe/H] ∼ +0.6
dex.
Esta distribuição bimodal não é aparente na distribuição de gigantes do bojo (Zoccali et al. 2008), como pode ser visto na Fig.
3.1.
De acordo com Bensby et al., a
ausência de estrelas na região entre picos não é causado pela pequena amostra.
A
idade isocronal desta amostra aponta que, apesar da grande incerteza, a população de
baixa metalicidade é velha, enquanto as estrelas com alta metalicidade possuem idades
diversas.
Como encontrado por diversos autores (Lecureur et al. 2007; Fulbright et al. 2007;
Meléndez et al. 2008; Alves-Brito et al. 2010; Bensby et al. 2010b), as abundâncias
químicas dos elementos-α das estrelas mais pobres do bojo são similares as do disco
espesso. Entretanto, há discordância sobre a similaridade dos padrões de abundâncias.
1 Ga
e Ma representam
gigaanum (109 anos) e megaanum (106 anos), respectivamente
14
CAPÍTULO 3.
15
BOJO
Figura 3.1: Função de distribuição de metalicidades para a) 26 estrelas anãs e b) 204
gigantes vermelhas de Zoccali et al. (2008). A bimodalidade na distribuição das anãs
não é vista na distribuição das gigantes. Fonte: Bensby et al. (2011).
Fulbright et al. (2007) concluem que os padrões de abundâncias são distintos e que não
apontam similaridades no enriquecimento químico dessas duas populações.
Porém,
outros autores (Meléndez et al. 2008; Alves-Brito et al. 2010; Bensby et al. 2010b)
encontraram padrões semelhantes entre as populações.
Fulbright et al. (2007) analisaram as abundâncias químicas dos elementos-α e Fe de
uma amostra de 27 gigantes K do bojo na janela de Baade cuja coordenadas Galácticas
são
(l, b) = (1.0◦ , −3.9◦ ).
Os padrões das razões de abundâncias de O, Mg, Si, Ti i e
Ca são semelhantes entre si, com decaimento ao aumento da metalicidade, porém com
decaimento menor quando comparado as estrelas do disco. Os padrões de
[Al/Fe]
[Na/Fe]
e
são ainda mais distintos quando comparados aos padrões do disco. Quando as
razões entre os elementos-α são comparados com
[Fe/H],
percebe-se que os elementos
produzidos por nucleossíntese explosiva (Si, Ca e Ti) possuem padrões semelhantes
enquanto os produzidos por queima hidrostática (O e Mg) possuem padrões únicos.
Os autores concluíram que o cenário de formação da população do bojo é caracterizado
por uma rápida formação estelar. Isto resultou em um atraso maior na produção de
Fe pelas SNIa, acarretando em um enriquecimento maior de elementos-α. Ainda, os
autores apontaram que a taxa de produção dos elementos Si, Ca e Ti pelas SNeII
seria dependente da metalicidade, o que explicaria a correlação entre
com
[Fe/H].
contra
[Fe/H]
[Mg/hSiCaTii]
O gráco de espalhamento da média das abundâncias de Si, Ca e Ti
são apresentados na Fig.
3.2(a).
Os autores concluem que o cenário
de enriquecimento da população estelar do bojo deve ser diferente da do disco e que
CAPÍTULO 3.
16
BOJO
(a)
Figura 3.2:
que
X
(b)
Comparação entre os grácos de espalhamento de
representa a média da abundância de elemntos
X = hSi, Ca, Tii,
X = hO, Mg, Si, Ca, Tii.
et al. (2007) em que
α.
[X/Fe] × [Fe/H],
em
Em (a), dados de Fulbright
e (b) dados de Alves-Brito et al. (2010) em que
mais investigações são necessárias para obter uma melhor compreensão do cenário de
enriquecimento do bojo.
O trabalho de Lecureur et al. (2007) obtêm resultados similares ao de Fulbright
et al. (2007). Ao estudar os padrões de abundâncias dos elementos O, Na, Mg e Al
para um conjunto de gigantes vermelhas do bojo, eles encontraram razões de O, Mg e
Al em relação ao Fe distintas as razões das estrelas do disco. Eles concluem que uma
rápida formação estelar poderia resultar nos padrões observados.
Os trabalhos de Meléndez et al. (2008) e Alves-Brito et al. (2010) analisaram, em
conjunto, as abundâncias químicas dos elementos C, N, O, Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti e Fe
de gigantes K na janela de Baade. Como dito, eles obtiveram resultados distintos aos
de Fulbright et al. (2007) e de Lecureur et al. (2007), como exemplicado na Fig. 3.2.
Os padrões das razões de abundâncias são bem similares ao do disco espesso, a ponto
de serem quase indistinguíveis. A Fig. 3.2(b) apresenta o gráco de espalhamento da
média das abundâncias de O, Mg, Si, Ca, Ti contra
et al., os padrões de
[Fe/H].
De acordo com Meléndez
[O/Fe] e [C + N/O] são semelhantes entre o bojo e o disco espesso.
Com isso, eles concluíram que os cenários de formação das populações do bojo e do disco
não devem diferir notavelmente e, assim, que ambas Funções de Massa Inicial (IMF),
Taxas de Formação Estelar e escalas de tempo de formação devam ser similares. Assim
como Fulbright et al., Alves-Brito et al. também encontraram um aumento de
com
[Fe/H],
[Al/Fe]
porém eles comentam que possivelmente há erros sistemáticos causados
CAPÍTULO 3.
17
BOJO
pela diculdade em obter a abundância das linhas de Al, pois as linhas estudadas
estão sobrepostas. O padrão de
[Mg/Fe] encontrados por Fulbright et al.
et al. diferem, em que o primeiro encontra um aumento com
[Fe/H]
e Alves-Brito
e o segundo um
decréscimo. Alves-Brito et al. sugerem que a diferença esteja nos diferentes ajustes de
ponto-zero utilizados para obter as abundâncias por ambos trabalhos, e que o ajuste
utilizado por Fulbright et al. é inadequado para o estudo de gigantes. Além disso, os
padrões de abundâncias das anãs do bojo (Bensby et al. 2010b) corroboram com os
resultados de Meléndez et al. (2008) e Alves-Brito et al. (2010).
Enm, as discrepâncias nos resultados entre os diferentes estudos de gigantes no
bojo (Lecureur et al. 2007; Fulbright et al. 2007; Meléndez et al. 2008; Alves-Brito et al.
2010) parece ser resultado de metodologias divergentes. Assim que mais estudos com
novos dados e/ou metodologias, teremos um cenário de formação da população estelar
do bojo mais preciso. Apesar das discordâncias, os trabalhos citados acima concluem
que o cenário de formação não inclui uma IMF que favoreça estrelas massivas.
Como dito incialmente, há indícios que no CG há uma população estelar distinta ao
bojo. Cunha et al. (2007) investiga esta população através de uma análise química dos
elementos C, N, O, Ca e Fe de 11 estrelas. Esta amostra aponta que esta população
possui metalicidade levemente supersolar (∆
elementos-α supersolares.
Ca contra
[Fe/H]
A Fig.
∼ 0.1
dex) e razões de abundâncias dos
3.3 apresenta as razões de abundâncias de O e
das estrelas do CG em comparação com as estrelas do halo e do
disco Galáctico. Trabalhos mais recentes (e.g Davies et al. 2009; Najarro et al. 2009)
corroboram com os resultados de Cunha et al.. O valor supersolar de C e N obtidos por
Cunha et al. poderia ser resultado da dragagem destes elementos até a superfície. Os
autores concluem que os valores supersolares são consistentes com um cenário dominado
por uma maior fração de SNeII em relação a SNeIa. Este cenário seria possível com
uma IMF que favoreça o nascimento de estrelas massivas ou enriquecimento por SNeII
recente no CG. Outra possibilidade seria o enriquecimento do meio por ventos de
gigantes vermelhas do bojo ou transporte de matéria causado pela barra (e.g Davies
et al. 2009).
Estudos fotométricos, como o de Pfuhl et al. (2011), permitem a obtenção de um
número maior de estrelas. Pfuhl et al. investigam a história de formação da população
do CG através de uma amostra de 450 gigantes frias a 1 pc de Sgr A*, i.e. do buraco
negro super massivo que estálocalizado no CG. Os autores concluíram que uma IMF
normal é mais provável, em acordo com trabalhos citados acima, entretanto, dada
as incertezas e ao pequeno número de estrelas massivas, os autores não descartam a
possibilidade de uma IMF plana ou mais inclinada. Se uma IMF normal for adotada,
o histórico da população do CG é marcada por dois períodos de formação estelar: o
CAPÍTULO 3.
Figura 3.3:
[Fe/H].
18
BOJO
Gráco de espalhamento das razões de abundância de O e Ca contra
Círculos vermelhos são estrelas do CG e pontos azuis são estrelas do halo e
disco Galáctico. Fonte: Cunha et al. (2007).
primeiro com seu máximo em
∼ 10 Ga atrás e um segundo ocorrendo atualmente, com
seu início em 200300 Ma. Os autores apontam que aproximadamente 80% da massa
da população deve ter sido formado a mais de 5 Ga.
Várias descobertas estão sendo feitas sobre o bojo nos últimos anos, mas um cenário
conclusivo sobra a formação de sua população estelar ainda não está formado. Mais
estudos são necessários para compreendermos melhor esta população.
Capítulo 4
Disco
Dentre as três componentes, o disco é a mais estudada, mas ainda assim, sua complexidade não é totalmente compreendida. Sua população característica é a População I,
isto é, estrelas jovens e ricas em metais.
Ao estudar a densidade estelar da vizinhança solar em função da distância ao plano
Galáctico, Gilmore & Reid (1983) vericaram que a curva de densidade era melhor
ajustada por duas exponenciais com escalas de alturas distintas.
Eles associaram a
exponencial com menor escala de altura ao disco velho, i.e., disco no, e a exponencial
com maior escala de altura, a uma outra componente do disco, chamada de disco
espesso. O disco no teria sido formado no assentamento do gás quando a Galáxia se
formou. Entretanto, a formação e a própria existência do disco espesso é amplamente
discutida na literatura. A dicotomia do disco é exaustivamente estudada e qualquer
trabalho sobre população estelar requer uma discussão sobre o assunto. Trabalhos da
década passada (e.g. Bensby et al. 2003, 2005; Reddy et al. 2006) concluíram que
1. a população do disco espesso, para um dado valor de
[Fe/H],
é mais abundante
em elementos-α,
2. o padrão de abundâncias do disco no possui uma inclinação suave, e
3. as estrelas do disco espesso até a publicação dos artigos supracitados são velhas.
Como exemplo, a Fig. 4.1 apresenta o gráco de espalhamento de
[α/Fe] × [Fe/H]
de
∼ 17000 anãs G a menos de 3 Kpc obtidas pelo levantamento SDSS/SEGUE. Note que
há uma separação entre as populações do disco espesso e do disco no.
Os prováveis cenários de formação do disco espesso são:
1. colapso lento e suportado pela pressão em um cenário de formação via colapso
monolítico
2. aquecimento do disco no induzido por canibalização e/ou acresção direta do
material estelar da galáxia canibalizada
Para que o primeiro argumento seja válido, é necessário que haja um gradiente
vertical de metalicidade, já que o assentamento teria ocorrido de forma gradual. Ao
19
CAPÍTULO 4.
20
DISCO
Figura 4.1: Gráco de espalhamento de
[α/Fe] × [Fe/H] de ∼ 17000 anãs G a menos de
3 kpc obtidas pelo levantamento SDSS/SEGUE. Curvas de níveis mostram regiões de
equidensidade enquanto a escalar de cor, a quantidade de estrelas em cada intervalo.
Curva contínua delimita os discos espesso/no e as curvas tracejadas delimitam as
regiões utilizadas para identicar estrelas de cada disco. Fonte: Lee et al. (2011).
analisar a metalicidade e a cinemática das estrelas do SDSS, Ivezi¢ et al. (2008) encontraram que a distribuição vertical do disco pode ser modelada por uma distribuição
não-gaussiana que é a soma de duas gaussianas:
pd (x = [F e/H]|Z) = 0.37G[x|µ = a(Z) + 0.14, σ = 0.11]
(4.1)
+ 0.63G[x|µ = a(Z), σ = 0.21], 1
em que
a(Z) = −0.847 + 0.35exp(−|Z|/1.0
kpc) dex e
Z
é a distância ao plano
Galáctico.
A Fig.
4.2 apresenta a distribuição normalizada de metalicidade para diferentes
distâncias ao plano Galáctico. A curva tracejada é o melhor ajuste para um modelo de
duas componentes (halo mais disco). A distribuição gaussiana com moda em
é a contribuição do halo, e a distribuição não-gaussiana centrada em
∼ −0.7
∼ −1.5
é a con-
tribuição do disco, em que as duas componentes gaussianas da distribuição do disco
também são apresentadas. À primeira vista, cada distribuição gaussiana poderia ser
intrepretada como sendo representativa de cada uma das subcomponentes do disco.
Entretanto, para que esta armação seja correta, a razão das normalizações deveria
1 G(x|µ, σ)
√
2
2
= ( 2πσ)−1 e−(x−µ) /2σ
CAPÍTULO 4.
21
DISCO
Figura 4.2: Distribuição de metalicidade fotométrica da Galáxia com dados do SDSS.
∼ −1.5 é identicada como sendo o halo, e
∼ −0.7 é identifcada como sendo o disco. As
A distribuição gaussiana com moda em
a outra distribuição com moda em
subcomponetes da distribuição do disco não podem ser interpretadas como sendo o
disco no e o espesso. Fonte: Ivezi¢ et al. (2008).
variar com
Z,
o que não ocorre. A Fig. 4.3 apresenta a distribuição da metalicidade
fotométrica no plano vertical da Galáxia. Nota-se que na região do disco não há evidências de uma dicotomia, e que o gradiente de metalicidade aparenta ser monotônico.
Ivezi¢ et al. também analisaram a cinemática das estrelas. Da mesma forma que
a metalicidade, a distribuição da velocidade longitudinal,
pD (x = vφ |Z),
na direção
do polo norte Galáctico pode ser descrito com uma distribuição não-gaussiana que é a
soma de duas gaussianas:
pD (x = vφ |Z) = 0.75G[x|vn (Z), σ1 ] + 0.25G[x|vn (Z) − 0.34
em que
σ1
e
σ2
são funcções do tipo
a + b|Z|c .
km s
−1
, σ2 ],
(4.2)
Novamente, as distribuições gaussianas
não podem ser interpretadas como as subcomponentes do disco. Na Fig. 4.4, Bond
et al. (2010) utilizaram um conjunto maior de dados do SDSS (Data Release 7) para
estudar a cinemática das estrelas e ajustaram a distribuição citada acima.
CAPÍTULO 4.
22
DISCO
Figura 4.3: Distribuição da metalicidade fotométrica no plano vertical da Galáxia com
dados do SDSS. A sobredensidade em
[R, |Z|] ≈ [15, 3.5] kpc é identicada como sendo
a subestrutura Monoceros. Fonte: Ivezi¢ et al. (2008).
Ivezi¢ et al. comentam que o disco no/espesso possam ser uma estrutura única
e complexa, e que seus resultados implicariam que diferentes processos, ao contrário
de apenas um, resultaram nas distribuições de metalicidades e velocidades observadas.
Entretanto, eles ainda armam que resultados espectroscópicos encontraram evidências
de dois discos e que a distinção entre as duas componentes só possa ser encontrada
através de espectroscopia de alta resolução, como exemplo, os trabalhos de Bensby
et al. (2005) e Reddy et al. (2006). Entretanto, Bensby et al. e Reddy et al. partem
do princípio que o disco espesso é real para realizarem a classicação de pertinência de
suas estrelas. Assim, os resultados de Ivezi¢ et al. (2008) e Bond et al. (2010) suportam
o argumento de que o disco foi criado através de um colapso suportado pela pressão e
que possivelmente não há um disco espesso.
Nos dados do SDSS, Juri¢ et al. (2008) encontraram que a distribuição de densidade
numérica,
ρD (R, Z),
pode ser modelada como a soma de dois discos exponenciais (um
disco no e um disco espesso):
|Z−Z | (R−R )
|Z−Z |
(R−R )
− H − L1 − H − L2 1
2
ρD (R, Z) = ρD (R ) e
+ D e
,
(4.3)
em que os valores para um melhor ajuste, após uma correção de binaridade considerando uma fração de 35%, são, para as escalas de altura,
H1 = 300
pc e
H2 = 900
CAPÍTULO 4.
23
DISCO
Figura 4.4: Distribuição de velocidades rotacionais
vφ dos dados do SDSS. Curvas verde
e vermelha são as distribuições do disco e não podem ser interpretadas como sendo o
disco no e o espesso. Curva em azul é identifcada como o halo e a curva em magenta
é a soma das distribuições. Fonte: Bond et al. (2010).
pc, para as escalas de comprimento,
L1 = 2600
pc e
L2 = 3600
pc, e
D = 0.13.
Juri¢
et al. ainda encontraram evidências de subestruturas na Galáxia (e.g. Monoceros) o
que suporta o segundo argumento de formação de um disco espesso.
A corrente em Monoceros
2
foi primeiro identicada no SDSS por Newberg et al.
(2002) através de contagem estelar. Rocha-Pinto et al. (2003) apontou que o cenário
mais plausível para a formação desta estrutura é de acresção recente de uma galáxia
satélite que possuía uma órbita quase coplanar com a Via Láctea, contrário a proposta
de Ibata et al. (2003) de ser um anel ao redor da Galáxia. Tanto os estudos de contagens
estelares (Juri¢ et al. 2008) e de metalicidade (Ivezi¢ et al. 2008, Fig. 4.3) com dados do
SDSS corroboram com o cenário de formação proposto por Rocha-Pinto et al. (2003).
Ivezi¢ et al. (2008) encontraram que a distribuição de metalicidade de Monoceros pode
ser descrita como uma distribuição gaussiana com média
de
µ[Fe/H] = −0.95
σ[Fe/H] = 0.15 dex e que é distinta da distribuição do disco e do halo.
2 Também
chamada de
Galactic Anticenter Stellar Structure, GASS.
e dispersão
Esta distinção
CAPÍTULO 4.
24
DISCO
é reforçada por Chou et al. (2010) que, ao estudar a abundância química de titânio,
ítrio e lantânio de 21 estrelas gigantes do tipo M de Monoceros, encontraram valores de
abundâncias distintos a estrelas da Via Láctea. Ademais, Chou et al. (2010) apontaram
que os valores de abundâncias são similares a Sagittarius e a outras galáxias esferoidais
anãs, sugerindo a origem extragaláctica de Monoceros e que a galáxia percursora a
Monoceros tenha sido uma galáxia deste tipo. Ao analisar os valores de abundância
química de 6 gigantes M de TriAnd, Chou et al. (2011) encontraram que possivelmente
há uma diferença química entre as duas estruturas e que ambas tiveram uma história
de enriquecimento distintas, refutando o argumento de que ambas estruturas possuem
uma conexão (Peñarrubia et al. 2005). Mais recentemente, Michel-Dansac et al. (2011)
sugeriram através de simulação que a órbita quase circular de Monoceros pode ter sido
causada por um encontro de Sagittarius com outra galáxia satélite.
Em contrapartida, Bovy et al. (2011a,b, 2012) armam que o disco espesso não
existe.
Para chegar a esta conclusão, eles utilizaram os dados espectróscopicos do
SDSS/SEGUE. Em Bovy et al. (2011a,b), eles calcularam a densidade de massa su-
3
percial para cada subpopulação .
A preferência por utilizar densidade supercial
de massa ao invés das contagens estelares foi causado pela distribuição de dados do
SDSS/SEGUE no espaço
[α/Fe] × [Fe/H]
reetir mais a função de seleção do levan-
tamento do que uma distribuição de abundâncias.
presença de bimodalidade na distribuição de
sença de dois picos na distribuição de
[Fe/H],
Eles não encontraram nenhuma
mas encontraram uma fraca pre-
[α/Fe], o qual eles atribuíram a uma consequência
natural da física de enriquecimento, i.e., atraso do enriquecimento por supernovas do
tipo Ia. Para cada subpopulação, os autores calcularam a escala de altura. A Fig. 4.5
apresenta a distribuição da densidade supercial de massa como uma função da escala
de altura; a curva apresentada é a soma das densidades superciais de cada subpopulação em intervalos de escala de altura e as subpopulações são apresentadas em escala
de cor em função do
[α/Fe].
A distribuição de escala de altura encontrada é suave e
monotônica.
Em Bovy et al. (2012), os autores modelaram a dispersão vertical de velocidade
σz (z, R)
e sua dependência espacial para cada subpopulação.
obter uma estimativa de
σz (z, R)
ao contrário do método usual
trabalho.
4
e seu erro para cada estrela de cada subpopulação,
. A Fig. 4.6 apresenta os principais resultados deste
No gráco superior a esquerda é possível notar que
sentido de subpopulações com menor
3 Neste
Este método permite
[α/F e]
e maior
[F e/H],
σz (z, R)
aumenta no
i.e., subpopulações mais
trabalho, uma subpopulação é denida pelas estrelas dentro de um intervalo de 0.05 dex e
0.1 dex em
[α/Fe] e [Fe/H], respectivamente
4 σ = P (v
z
i z,i − hvz i)/N
CAPÍTULO 4.
25
DISCO
Figura 4.5: Distribuição da densidade supercial de massa das estrelas no raio solar
ΣR0 (hz ) em função da escala de
hz . Fonte: Bovy et al. (2011a).
jovens.
de
altura
hz .
Curva é a densidade total em intervalos de
O gráco superior a direita mostra que não há uma tendência do gradiente
σz (z, R)
em função das subpopulações. Os grácos inferiores mostram que
σz (z, R)
mantêm-se aproximdamente constante dentro de cada subpopulação.
De acordo com os autores, estes resultados implicam que há uma subpopulação intermediária, ou seja, não há duas populações distintas, mas sim uma distribuição suave
e monotônica de subpopulações. Com isso, o autores rejeitam a ideia da existência de
um disco espesso. Eles encontraram que a componente mais espessa e velha do disco
apresenta uma escala radial menor que a componente na e jovem. Isto seria uma evidência observacional direta que discos galáctios se formam de dentro para fora através
de algum mecanismo interno, e.g., migração radial (Schönrich & Binney 2009a,b).
Como dito inicialmente, as idades e as metalicidades das estrelas são duas das três
propriedades principais de uma população estelar. Assim, é desejável a investigação de
uma relação idademetalicidade de uma população. Assim como a dicotomia, ainda há
uma divergência sobre a existência de tal relação. Como exemplo mais recente, Holmberg et al. (2007) revisou as metodologias aplicadas ao catálogo fotométrico GenevaCopenhagen Survey (Nordström et al. 2004) e, ao analisarem os resultados, concluíram
que tal relação é fraca, ou que possivelmente possa nem existir, e que apresenta grande
dispersão. Entretanto, ao utilizar idades cromosféricas (Rocha-Pinto et al. 2000) e o
raio médio da órbita como indicador da posição de nascimento da estrela e, assim, de
sua idade (Rocha-Pinto et al. 2006b) é possível obter uma relação mais forte. Ao estudar a migração radial das estrelas, Ro²kar et al. (2008) mostraram que se as estrelas
não migrassem, a relação idademetalicidade seria mais forte e com menor dispersão.
CAPÍTULO 4.
26
DISCO
Figura 4.6: Resultados da dispersão de velocidade vertical
função da distância ao plano
|z|, [Fe/H]
e
[α/Fe].
σz (z, R)
e sua derivada em
Fonte: Bovy et al. (2012).
Quanto ao disco espesso, Bensby et al. (2004) e Haywood (2006) mostraram que possivelmente existe uma relação idademetalicidade para a população desta componente,
fato contrariado por Holmberg et al. (2007). Ao que parece, os resultados discrepantes
são frutos de metodologia diferentes.
Assim que a melhor metodologia for denida,
uma resposta surgirá. A sua existência, ou não, auxiliará no entendimeno da evolução
do disco Galáctico.
Enm, ainda não há uma conclusão denitiva acerca da existência e origem do disco
espesso. Contudo, estudos do disco no/espesso se limitavam a regiões da vizinhança
solar devido a limitações técnicas.
Novos resultados sobre estudos do disco interno
mapeados por anãs F e G estão surgindo (e.g.
Bensby & Feltzing 2012).
Bensby
& Feltzing comentam que seus resultados preliminares apontam diferenças entre as
estrelas do disco interno, vizinhança solar e disco externo. As estrelas do disco interno
apresentam ser velhas com baixo valores de
[Fe/H]
e alto valores em
[α/Fe],
já as
estrelas do disco externo apresentam ser jovens com alta metalicidade e baixo valores
de
[α/Fe].
Capítulo 5
Sumário e perspectivas
Nesta monograa, relatamos os últimos estudos referentes as populações estelares. Recentemente surgiram fortes evidências de uma dicotomia no halo Galáctico (Carollo
et al. 2007), entretanto este não é um cenário totalmente aceito (Schönrich et al. 2011)
e que está sendo debatido (Beers et al. 2012). Subestruturas e sobredensidades foram
encontradas tanto no halo (e.g. TriAnd, Rocha-Pinto et al. 2004; Majewski et al. 2004)
quanto no disco (e.g. Monoceros, Newberg et al. 2002) o que demonstra a complexidade da nossa galáxia e são evidências diretas de um cenário de formação hierárquico.
Vimos que alguns aglomerados globulares possivelmente apresentam mais de uma geração de estrelas, o que é evidenciado em diagramas cor-magnitude (Fig. 2.5) e estudos
de (anti)correlação em razões de abundâncias (Fig. 2.4).
O bojo é um mistério que é um pouco mais desvendado a cada estudo publicado. Há
grupos que apontam que o enriquecimento químico de sua população seja distinta da
população do disco (Fulbright et al. 2007) e há aqueles que apontam o contrário (AlvesBrito et al. 2010). As estrelas do centro Galáctico são quimicamente mais enriquecidas
e Pfuhl et al. (2011) concluíram que, se a IMF desta população for normal, o centro
Galáctico teve dois períodos de formação estelar, sendo o último ainda em andamento.
Vimos que há estudos (e.g. Bovy et al. 2011b) que concluem que o disco espesso
não existe. Entretanto, a maior parte dos estudos foca nas estrelas da vizinhança solar,
e estudos das estrelas do disco nas regiões mais internas e externas (Bensby & Feltzing
2012) pode alterar nossa compreensão da população do disco.
Alguns grandes levantamentos que vão esclarecer ainda mais nosso entendimento
1
neste campo estão sendo planejados. O Large Synoptic Survey Telescope
(LSST) é um
telescópio de 8.4 m que está sendo construído em El Peñón, Chile, com o intuito de
mapear todo céu em dias. Isto possibilitará construir um mapa do céu em movimento.
Graças a seu grande porte e sua dedicação exclusiva a este projeto, será possível obter
uma mapa da Via Láctea mais detalhado do que o do SDSS. O APO Galactic Evolution
2
Experiment
(APOGEE) é um projeto que se utilizará do telescópio utilizado no SDSS
para obter espectroscopia de alta resolução de
1 http://www.lsst.org/lsst/
2 http://www.sdss3.org/surveys/apogee.php
27
∼ 105
estrelas, revolucionando, assim,
CAPÍTULO 5.
28
SUMÁRIO E PERSPECTIVAS
3
a compreensão da química das populações estelares da nossa Galáxia. O Gaia
missão astrométrica que lançará um satélite em 2013.
distância, movimentos próprios e velocidade radial de
é uma
O objetivo é obter posição,
∼ 106
estrelas. Estes projetos
possuem outros objetivos além dos relatados aqui, porém estes são os mais cruciais
para o estudo de populações estelares da Via Láctea.
Agradecimento À S. Daon, A. O. Ribeiro e J. V. Sales Silva pela leitura e sugestões. Aos revisores Utilizou-se para esta pesquisa bibliográca o acervo Astrophysics
Data System Bibliographic Services da NASA. À Coordenação de Aperfeiçoamento de
Pessoal de Nível Superior pelo apoio nanceiro.
Licença Este trabalho está licençiado sob a Licença Atribuição-NãoComercial 3.0
Não Adaptada da Creative Commons.
3 http://www.esa.int/science/gaia
Referências Bibliográcas
Alves-Brito, A., Meléndez, J., Asplund, M., Ramírez, I., & Yong, D. 2010, A&A, 513,
A35
Baade, W. 1944, AJ, 100, 137
Beers, T. C., Chiba, M., Yoshii, Y., et al. 2000, AJ, 119, 2866
Beers, T. C., Carollo, D., Ivezi¢, v., et al. 2012, AJ, 746, 34
Bensby, T., & Feltzing, S. 2012, EPJ Web of Conferences, 19, 04001
Bensby, T., Feltzing, S., & Lundström, I. 2003, A&A, 410, 527
. 2004, A&A, 421, 969
Bensby, T., Feltzing, S., Lundström, I., & Ilyin, I. 2005, A&A, 433, 185
Bensby, T., Johnson, J. A., Cohen, J., et al. 2009, A&A, 499, 737
Bensby, T., Asplund, M., Johnson, J. A., et al. 2010a, A&A, 521, L57
Bensby, T., Feltzing, S., Johnson, J. A., et al. 2010b, A&A, 512, A41
Bensby, T., Adén, D., Meléndez, J., et al. 2011, A&A, 533, A134
Bensby, T., Feltzing, S., Gould, A., et al. 2012, eprint arXiv:1201.2013
Bond, N. A., Ivezi¢, v., Sesar, B., et al. 2010, ApJ, 716, 1
Bovy, J., Rix, H.-W., & Hogg, D. W. 2011a, eprint arXiv:1111.6585
Bovy, J., Rix, H.-W., Hogg, D. W., et al. 2012, eprint arXiv:1202.2819
Bovy, J., Rix, H.-W., Liu, C., et al. 2011b, eprint arXiv:1111.1724
Bragaglia, A., Carretta, E., Gratton, R. G., et al. 2010, AJ, 720, L41
Carlin, J. L., Yam, W., Casetti-Dinescu, D. I., et al. 2012, eprint arXiv:1205.2371
Carollo, D., Beers, T. C., Lee, Y. S., et al. 2007, Nature, 450, 1020
Carollo, D., Beers, T. C., Chiba, M., et al. 2010, AJ, 712, 692
29
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
30
Chou, M.-Y., Majewski, S. R., Cunha, K., et al. 2010, ApJ, 720, L5
. 2011, ApJ, 731, L30
Cohen, J. G. 2011, ApJ, 740, L38
Cunha, K., Sellgren, K., Smith, V. V., et al. 2007, ApJ, 669, 1011
Davies, B., Origlia, L., Kudritzki, R.-P., et al. 2009, ApJ, 694, 46
Decressin, T., Charbonnel, C., Siess, L., et al. 2009, A&A, 505, 727
Duau, S., Zinn, R., Vivas, A. K., et al. 2006, ApJ, 636, L97
Edvardsson, B., Andersen, J., Gustafsson, B., et al. 1993, Astronomy and Astrophysics
Eggen, O. J., Lynden-Bell, D., & Sandage, A. R. 1962, ApJ, 136, 748
Fulbright, J. P., McWilliam, A., & Rich, R. M. 2007, ApJ, 661, 1152
Gilmore, G., & Reid, N. 1983, MNRAS, 202, 1025
Gratton, R., Sneden, C., & Carretta, E. 2004, ARA&A, 42, 385
Gratton, R. G., Carretta, E., & Bragaglia, A. 2012, ARA&A, 20, 1
Haywood, M. 2006, MNRAS, 371, 1760
Holmberg, J., Nordström, B., & Andersen, J. 2007, A&A, 475, 519
Ibata, R. A., Gilmore, G., & Irwin, M. J. 1994, Nature, 370, 194
Ibata, R. A., Irwin, M. J., Lewis, G. F., Ferguson, A. M. N., & Tanvir, N. 2003,
MNRAS, 340, L21
Ivezi¢, v., Sesar, B., Juri¢, M., et al. 2008, ApJ, 684, 287
Juri¢, M., Ivezi¢, v., Brooks, A., et al. 2008, ApJ, 673, 864
King, I. R. 1971, PASP, 83, 377
Lecureur, A., Hill, V., Zoccali, M., et al. 2007, A&A, 465, 799
Lee, Y. S., Beers, T. C., An, D., et al. 2011, ApJ, 738, 187
Lutz, T. E., & Kelker, D. H. 1973, PASP, 85, 573
Majewski, S. R., Ostheimer, J. C., Rocha-Pinto, H. J., et al. 2004, ApJ, 615, 738
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
31
Majewski, S. R., Skrutskie, M. F., Weinberg, M. D., & Ostheimer, J. C. 2003, ApJ,
599, 1082
Marino, A. F., Milone, A. P., Piotto, G., et al. 2011, ApJ, 731, 64
Martin, N. F., Ibata, R. A., Bellazzini, M., et al. 2004, MNRAS, 348, 12
Mateu, C., Vivas, A. K., Zinn, R., Miller, L. R., & Abad, C. 2009, AJ, 137, 4412
Meléndez, J., Asplund, M., Alves-Brito, A., et al. 2008, A&A, 484, L21
Michel-Dansac, L., Abadi, M. G., Navarro, J. F., & Steinmetz, M. 2011, MNRAS, 414,
L1
Mould, J. R. 1982, ARA&A, 20, 91
Najarro, F., Figer, D. F., Hillier, D. J., Geballe, T. R., & Kudritzki, R. P. 2009, ApJ,
691, 1816
Newberg, H. J., Yanny, B., Rockosi, C., et al. 2002, ApJ, 569, 245
Nordström, B., Mayor, M., Andersen, J., et al. 2004, A&A, 418, 989
Peñarrubia, J., Martinez-Delgado, D., Rix, H. W., et al. 2005, ApJ, 626, 128
Pfuhl, O., Fritz, T. K., Zilka, M., et al. 2011, ApJ, 741, 108
Pietrinferni, A., Cassisi, S., Salaris, M., & Castelli, F. 2004, ApJ, 612, 168
. 2006, ApJ, 642, 797
Piotto, G., Villanova, S., Bedin, L. R., et al. 2005, ApJ, 621, 777
Piotto, G., Bedin, L. R., Anderson, J., et al. 2007, ApJ, 661, L53
Reddy, B. E., Lambert, D. L., & Allende Prieto, C. 2006, MNRAS, 367, 1329
Rocha-Pinto, H. J. 2010, Proceedings of the IAU Symposium, 5, 255
Rocha-Pinto, H. J., Maciel, W. J., Scalo, J., & Flynn, C. 2000, A&A
Rocha-Pinto, H. J., Majewski, S. R., Skrutskie, M. F., & Crane, J. D. 2003, ApJ, 594,
L115
Rocha-Pinto, H. J., Majewski, S. R., Skrutskie, M. F., Crane, J. D., & Patterson, R. J.
2004, ApJ, 615, 732
REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS
32
Rocha-Pinto, H. J., Majewski, S. R., Skrutskie, M. F., et al. 2006a, ApJ, 640, L147
Rocha-Pinto, H. J., Rangel, R. H. O., Porto De Mello, G. F., Bragança, G. A., &
Maciel, W. J. 2006b, A&A, 453, L9
Roederer, I. U., & Sneden, C. 2011, AJ, 142, 22
Ro²kar, R., Debattista, V. P., Quinn, T. R., Stinson, G. S., & Wadsley, J. 2008, ApJ,
684, L79
Rydberg, C.-E., Zackrisson, E., Lundqvist, P., & Scott, P. 2012, eprint arXiv:1206.0007
Schönrich, R., Asplund, M., & Casagrande, L. 2011, MNRAS, 415, no
Schönrich, R., & Binney, J. 2009a, MNRAS, 396, 203
. 2009b, MNRAS, 399, 1145
Searle, L., & Zinn, R. 1978, ApJ, 225, 357
York, D. G., Adelman, J., Anderson, J., et al. 2000, AJ, 120, 1579
Zoccali, M., Hill, V., Lecureur, A., et al. 2008, A&A, 486, 177
Zoccali, M., Renzini, A., Ortolani, S., et al. 2003, A&A, 399, 931