O perfil de metalicidade integrado da Via Láctea

Nature Astronomy volume 7, páginas 951–958 (2023)Cite este artigo

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Os perfis de abundância de elementos pesados ​​​​das galáxias impõem restrições rigorosas ao crescimento das galáxias e à história da montagem. Como a Via Láctea é atualmente a única galáxia espiral na qual podemos medir abundâncias químicas resolvidas temporalmente, ela permite insights sobre a origem dos gradientes de metalicidade e sua correlação com a história de crescimento das galáxias. No entanto, até agora, estes perfis de abundância não foram traduzidos nas medições de luz integrada que são necessárias para comparar a Via Láctea com a população geral de galáxias. Aqui relatamos a medição do perfil de metalicidade estelar integrado e leve da nossa Galáxia. Descobrimos que o perfil de metalicidade estelar integrado da Via Láctea tem uma forma quebrada semelhante a ∧, com um gradiente ligeiramente positivo dentro de um raio galactocêntrico de 7 kpc e um gradiente negativo acentuado no exterior. Este perfil de metalicidade integrado e quebrado da Via Láctea não é único, mas não é comum entre as galáxias de formação estelar com massa da Via Láctea observadas no levantamento MaNGA e simuladas na simulação cosmológica TNG50. Nossos resultados sugerem que a Via Láctea pode não ter uma distribuição de metalicidade típica para uma galáxia com sua massa e, portanto, oferece informações valiosas sobre a rica variedade de processos de enriquecimento galáctico.

A nossa galáxia natal, a Via Láctea, fornece restrições únicas e estritas à formação e evolução das galáxias devido às observações detalhadas e resolvidas temporalmente que podemos obter de estrelas individuais. No entanto, as propriedades integradas da Via Láctea são pouco compreendidas, e isto limita uma análise comparativa detalhada das propriedades da Via Láctea no contexto da população geral de galáxias, para a grande maioria das quais apenas as propriedades integradas são mensuráveis.

Com o recente advento de levantamentos espectroscópicos massivos, que mapeiam milhões de estrelas em toda a Galáxia, estão a tornar-se possíveis medições diretas das propriedades integradas da população estelar (por exemplo, abundâncias elementares) da Via Láctea. Neste trabalho, apresentamos a medição do perfil de metalicidade estelar radial integrado da nossa Galáxia, tendo em conta cuidadosamente a função de seleção dos dados, e realizamos comparação direta com outras galáxias formadoras de estrelas de massa semelhante, tanto no Universo local como em simulações cosmológicas de formação de galáxias.

Determinamos a metalicidade estelar integrada (traçada pela abundância de ferro conforme definido por \([{\rm{Fe}}/{\rm{H}}]=\log \left(\frac{{N}_{\ rm{Fe}}/{N}_{\rm{H}}}{\rm{N}_{{\rm{Fe}}_{\odot }}/{N}_{\rm{H} _{\odot }}}\right)\), onde NFe/NH é a razão numérica entre ferro e hidrogênio em uma determinada estrela e NFe⊙/NH⊙ é aquela razão no Sol) perfis de 2 a 15 kpc do Via Láctea usando abundâncias químicas, idades e distâncias de estrelas individuais derivadas de espectros observados com APOGEE1 e dados astrométricos de Gaia2. Transformamos as observações de uma amostra de estrelas alvo em toda a população estelar intrínseca, corrigindo separadamente a função de seleção de pesquisa para estrelas de diferentes abundâncias. A distribuição de densidade de luminosidade obtida de populações intrínsecas de diferentes abundâncias é então usada para calcular a metalicidade estelar média ponderada pela luz (Métodos).

Ao considerar estrelas de todas as idades, a metalicidade estelar integrada e leve da Via Láctea é globalmente subsolar. O perfil radial da metalicidade estelar integrada mostra uma quebra em 6,9 ± 0,6 kpc, com uma inclinação positiva de 0,031 ± 0,010 dex kpc−1 dentro do raio de quebra e uma inclinação negativa de −0,052 ± 0,008 dex kpc−1 além dele (Fig. 1 e Métodos). Esta quebra, no entanto, não é observada nos perfis de metalicidade das populações mono-idade, que são planas na faixa etária avançada, ou íngremes e negativas nas populações estelares mais jovens. O gradiente acentuado de populações jovens é consistente com observações de estrelas jovens e regiões H ii na Via Láctea3,4,5,6,7,8,9. A fração da luminosidade total na população estelar antiga (8–12 Gyr), pobre em metais, diminui com o raio, enquanto o oposto é verdadeiro para as populações mais jovens e mais ricas em metais. Isto é consistente com a estrutura mais radialmente compacta, ou seja, menor comprimento de escala, da população idosa10,11. Esta contribuição radialmente variável das populações estelares antigas, pobres em metais versus jovens e ricas em metais no disco dá origem à inclinação positiva do perfil de metalicidade no interior da Galáxia12. Pela mesma razão, a inclinação negativa na Galáxia exterior reflecte o gradiente das populações jovens e de idade intermédia que dominam em raios maiores. Estes resultados sugerem uma ligação intrigante entre o perfil de metalicidade estelar integrado e a evolução estrutural da Via Láctea.