OBSERVATÓRIO NACIONALMINISTÉRIO DA CIÊNCIA, TECNOLOGIA E INOVAÇÃOPROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM ASTRONOMIA

Caracterização das Populações

Estelares da Via Láctea

Monogra�a para o Exame de Quali�cação

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 Bibliográ�cas 29

ii

Resumo

Nesta monogra�a, 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 corrob-

oram 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 discordân-

cia sobre os resultados das análises destas evidências. No disco, há várias evidências

de uma dicotomia, entretanto resultados mais recentes possivelmente apontam o con-

trário. 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 monogra�a, assim

como sua apresentação e defesa, faz parte do exame de quali�cação do programa de

doutorado do Observatório Nacional.

iii

Abstract

In this monograph, we will report the main topics that are being discussed on the sub-

ject of stellar populations of the Galactic halo, bulge and disk. In the last decade, sev-

eral 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 de�nida como um conjunto de estrelas com idades, com-

posições 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. Du-

rante a Segunda Guerra Mundial, Baade aproveitou os apagões de energia na cidade

de Los Angles, E.U.A, para intensi�car suas pesquisas no Observatório de Monte Wil-

son. 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 de�ne 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 de�nição de pop-

ulação. Isto pode ser visto através da de�nição 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

1Tradução 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 ambienteno qual elas vivem.

1

CAPÍTULO 1. INTRODUÇÃO 2

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 redshifts (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 magni�cação.

Um grande passo foi dado na melhor identi�cação de populações estelares da Galáxia

com o Sloan Digital Sky Survey (SDSS)2. 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 �tomogra�a� 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 fotométrica3 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 aprox-

imadamente 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 monogra�a 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

2http://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. INTRODUÇÃO 3

Figura 1.1: Densidade numérica de estrelas em função das coordenadas cilíndricas R eZ, para diferentes intervalos de cor r−i. A densidade é mostrada em escala logaritímicado vermelho ao azul. Cada pixel corresponde ao valor médio para todos os ângulospolares φ. Do grá�co inferior a direita ao grá�co superior a esquerda, o desvio dointervalo de cor em cada grá�co para o azul permite obter distâncias maiores. Este éo 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. En-

tretanto, 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 detec-

tar 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 sube-

struturas 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 com-

plexo, estando muito ligado ao estudo da estrutura Galáctica. Nos próximos capítulos,

descreveremos os principais tópicos discutidos recentemente na área de estudo das pop-

ulações estelares de cada uma das componentes principais da Galáxia: halo (�2), bojo

(�3) e disco (§4). No capítulo �5 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 km s−1, porém é a que tem maior dispersão de

velocidades com valores de [σHR , σHφ , σ

HZ ] = [135, 85, 85] km s−1 (Bond et al. 2010)1.

A Fig. 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 vR × vZ . O ângulo da inclinação

do elipsóide de velocidades é consistente com 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

núcleo e as faixas de maré2 desta galáxia em 360◦ (Fig. 2.2).

Recentemente, foram identi�cadas outras subestruturas no halo Galáctico. Rocha-

Pinto et al. (2004) e Majewski et al. (2004), utilizando métodos e amostras distintas,

encontraram uma sobredensidade de estrelas na região das constelações de Triangu-

lum 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 de�nido 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 abundân-

cias dos elementos-α segue a mesma tendência presente em galáxias anãs esferoidais, o

1Em coordenadas esféricas, [σHr , σHθ , σ

Hφ ] = [141, 75, 85] km s−1.

2Faixas de maré são faixas de estrelas e/ou gás resultante da interação entre galáxais em processode colisão.

5

CAPÍTULO 2. HALO 6

Figura 2.1: Distribuições bidimensionais no espaço de velocidades para as estrelas deambos hemisférios. As estrelas são do levantamento SDSS. No espaço VR×VZ é possívelnotar o elipsóide de velocidade e que este é inclinado ao plano Galáctico. Fonte: Bondet al. (2010).

que sugeriria sua origem extragaláctica. Martin et al. (2004) encontraram uma sobre-

densidade 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

que o núcleo de Monoceros estaria localizado na antiga constelação de Argo3.

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 (Du�au

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-

3Esta constelação foi desmembrada em três: Carina, Vela e Puppis.

CAPÍTULO 2. HALO 7

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. Épossível notar a presença de subestrutruas na Galáxia além das galáxias anãs LMC eSMC. Dois ciclos em torno do céu são apresentados para mostrar a continuidade dassubestruturas. 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

halo utilizando dados do SDSS4. Eles analisaram a velocidade de rotação das estrelas

de calibração com |Z| ≤ 4 kpc. Esta subamostragem de apenas estrelas da �vizinhança

solar�5 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 identi�caram 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 dis-

tribuição de densidade espacial é achatada, com razão entre os eixos de aproximada-

mente 0.6. A distribuição de metalicidade desta população possui seu máximo em

[Fe/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

4Carollo 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.

5O termo vizinhaça solar, aqui usado para estrelas com |Z| ≤ 4 kpc, foi utilizado por Carollo et al..

CAPÍTULO 2. HALO 8

Figura 2.3: Distribuição de [Fe/H] para diferentes cortes na velocidade azimutal. Épossível notal uma variação da moda, passando do disco espesso ([Fe/H] ∼ −1.0 dex)ao halo interno ([Fe/H] ∼ −1.6 dex) e em seguida para o halo externo ([Fe/H] ∼ −2.2dex). 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 [Fe/H] = −2.2 e uma gama

variada de excentricidades orbitais. O halo externo apresenta uma velocidade média

retrógrada 〈Vφ〉 = −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. HALO 9

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

só foi possível graças a publicação preliminar destes trabalhos no arXiv6. 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 a�rmam estarem

superestimadas devido a duas razões: 1) uma classi�cação 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 V0, a cor íntrinseca

(B − V )0 e o estágio evolutivo da estrela. Apenas o valor da gravidade super�cial foi

usado como critério para de�nir o estágio evolutivo das estrelas (argumento 1 suprac-

itado). Beers et al. (2012) concordam e realizam uma nova classi�cação de estado

evolutivo para as estrelas no TO. Eles determinaram uma função que determina a tem-

peratura efetiva no TO, TTO, em função da metalicidade [Fe/H], e assim, reclassi�caram

as estrelas como anãs ou gigantes àquelas com Teff < TTO − 250 K7. Para distinguir

entre estrela anã e gigante é utilizado o valor da gravidade super�cial. As estrelas

com Teff ≥ TTO − 250 K mantiveram sua classi�cação 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.

a�rmam 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:

6http://arxiv.org/7O valor de 250 K é referente a precisão em 2σ em temperatura do pipeline do SEGUE.

CAPÍTULO 2. HALO 10

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 az-

imutal da amostra com [Fe/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 bidi-

mensional, 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 mag-

nitudes absolutas estimadas e assim também nas distâncias, uma distribuição

simétrica dos erros da magnitude causa uma distribuição assimétrica na dis-

tribuição de distâncias com uma longa cauda para valores super-estimados (viés

de Lutz & Kelker, 1973). Assim, como a distribuição de distâncias re�ete-se na

distribuição de velocidades azimutais, a assimetria identi�cada 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 identi�cação desta componente retrógrada

no espaço de movimentos próprios fortalece esta a�rmação.

2. Eles separaram a amostra em intervalos de distância ao plano Galáctico e analis-

aram 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. Eles di-

vidiram esta amostra em duas, utilizando [Fe/H] = −2.0 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. HALO 11

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 dico-

tomia do halo sugerida por Carollo et al. (2007). Entretanto, Schönrich et al. (2011)

rebateram as a�rmações de Beers et al. (2012)8. 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 globu-

lares 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 evoluí-

das, 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 Ne�Na 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 ev-

idência mais direta é a presença de múltiplas curvas representando um mesmo estágio

evolutivo no diagrama cor�magnitude, e.g., múltiplas sequências principais (Fig. 2.5).

Como já de�nido, 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. HALO 12

Figura 2.4: Coleção de anticorrelações O�Na para diversos aglomerados. As linhasseparam a primeira geração (P), a geração intermediária (I) e a segunda geração (E).Círculos vermelhos são medidas apara ambos elementos enquanto as setas azuis sãoestrelas 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 (4�11 M�), estrelas super-AGB9 (9�

11 M�), e estrelas massivas de alta rotação (20�120 M�). 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

9Estrelas super-AGB fundem carbono fora do núcleo em condições parcialmente degeneradas. Elasterminam sua evolução como anãs brancas de O�Ne.

CAPÍTULO 2. HALO 13

Figura 2.5: Diagrama magnitude�cor mostrando a sequência prinicpal tripla de NGC2808. O círculo vermelho e o triângulo azul são estrelas anãs analisadas por Bragagliaet 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 [Fe/H] foram encontradas nos aglomerados mais massivos,

e.g., ω Cen (Marino et al. 2011). Os elementos produzidos por captura de nêutron

apresentam pouca variação. Recentemente, foi identi�cada 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 monogra�a, 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 Ga1, 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. Entre-

tanto, observar diretamente estrelas anãs no bojo é extramemente difícil por necessitar

várias horas de integração nos maiores telescópios disponíveis atualmente. Assim, para

contornar tal di�culdade, alguns autores estão utilizando um método não convencional

nesta área: observação através de microlentes gravitacionais. Como exemplo mais re-

cente, 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 (Zoc-

cali 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.

1Ga e Ma representam gigaanum (109 anos) e megaanum (106 anos), respectivamente

14

CAPÍTULO 3. BOJO 15

Figura 3.1: Função de distribuição de metalicidades para a) 26 estrelas anãs e b) 204gigantes vermelhas de Zoccali et al. (2008). A bimodalidade na distribuição das anãsnão 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 [Na/Fe] e

[Al/Fe] 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 [Mg/〈SiCaTi〉]com [Fe/H]. O grá�co de espalhamento da média das abundâncias de Si, Ca e Ti

contra [Fe/H] 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. BOJO 16

(a) (b)

Figura 3.2: Comparação entre os grá�cos de espalhamento de [X/Fe] × [Fe/H], emque X representa a média da abundância de elemntos α. Em (a), dados de Fulbrightet al. (2007) em que X = 〈Si,Ca,Ti〉, e (b) dados de Alves-Brito et al. (2010) em queX = 〈O,Mg, Si,Ca,Ti〉.

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 exempli�cado 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 grá�co de espalhamento da

média das abundâncias de O, Mg, Si, Ca, Ti contra [Fe/H]. De acordo com Meléndez

et al., os padrões de [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 [Al/Fe]

com [Fe/H], porém eles comentam que possivelmente há erros sistemáticos causados

CAPÍTULO 3. BOJO 17

pela di�culdade em obter a abundância das linhas de Al, pois as linhas estudadas

estão sobrepostas. O padrão de [Mg/Fe] encontrados por Fulbright et al. e Alves-Brito

et al. diferem, em que o primeiro encontra um aumento com [Fe/H] 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).

En�m, 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 (∆ ∼ 0.1 dex) e razões de abundâncias dos

elementos-α supersolares. A Fig. 3.3 apresenta as razões de abundâncias de O e

Ca contra [Fe/H] 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. BOJO 18

Figura 3.3: Grá�co de espalhamento das razões de abundância de O e Ca contra[Fe/H]. Círculos vermelhos são estrelas do CG e pontos azuis são estrelas do halo edisco Galáctico. Fonte: Cunha et al. (2007).

primeiro com seu máximo em ∼ 10 Ga atrás e um segundo ocorrendo atualmente, com

seu início em 200�300 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 complex-

idade 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) veri�caram 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 grá�co 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. DISCO 20

Figura 4.1: Grá�co de espalhamento de [α/Fe]× [Fe/H] de ∼ 17000 anãs G a menos de3 kpc obtidas pelo levantamento SDSS/SEGUE. Curvas de níveis mostram regiões deequidensidade enquanto a escalar de cor, a quantidade de estrelas em cada intervalo.Curva contínua delimita os discos espesso/�no e as curvas tracejadas delimitam asregiões utilizadas para identi�car estrelas de cada disco. Fonte: Lee et al. (2011).

analisar a metalicidade e a cinemática das estrelas do SDSS, Ivezi¢ et al. (2008) en-

contraram que a distribuição vertical do disco pode ser modelada por uma distribuição

não-gaussiana que é a soma de duas gaussianas:

pd(x = [Fe/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 ∼ −1.5

é a contribuição do halo, e a distribuição não-gaussiana centrada em ∼ −0.7 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 a�rmação seja correta, a razão das normalizações deveria

1G(x|µ, σ) = (√2πσ)−1e−(x−µ)2/2σ2

CAPÍTULO 4. DISCO 21

Figura 4.2: Distribuição de metalicidade fotométrica da Galáxia com dados do SDSS.A distribuição gaussiana com moda em ∼ −1.5 é identi�cada como sendo o halo, ea outra distribuição com moda em ∼ −0.7 é identifcada como sendo o disco. Assubcomponetes da distribuição do disco não podem ser interpretadas como sendo odisco �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 ev-

idências 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 km s−1, σ2], (4.2)

em que σ1 e σ2 são funcções do tipo a+ b|Z|c. 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. DISCO 22

Figura 4.3: Distribuição da metalicidade fotométrica no plano vertical da Galáxia comdados do SDSS. A sobredensidade em [R, |Z|] ≈ [15, 3.5] kpc é identi�cada como sendoa 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 a�rmam 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 classi�cação 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):

ρD(R,Z) = ρD(R�)

(e− |Z−Z�|

H1− (R−R�)

L1 + εDe− |Z−Z�|

H2− (R−R�)

L2

), (4.3)

em que os valores para um melhor ajuste, após uma correção de binaridade con-

siderando uma fração de 35%, são, para as escalas de altura, H1 = 300 pc e H2 = 900

CAPÍTULO 4. DISCO 23

Figura 4.4: Distribuição de velocidades rotacionais vφ dos dados do SDSS. Curvas verdee vermelha são as distribuições do disco e não podem ser interpretadas como sendo odisco �no e o espesso. Curva em azul é identifcada como o halo e a curva em magentaé a soma das distribuições. Fonte: Bond et al. (2010).

pc, para as escalas de comprimento, L1 = 2600 pc e L2 = 3600 pc, e εD = 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 Monoceros2 foi primeiro identi�cada 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 µ[Fe/H] = −0.95 e dispersão

de σ[Fe/H] = 0.15 dex e que é distinta da distribuição do disco e do halo. Esta distinção

2Também chamada de Galactic Anticenter Stellar Structure, GASS.

CAPÍTULO 4. DISCO 24

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) a�rmam 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-

per�cial para cada subpopulação3. A preferência por utilizar densidade super�cial

de massa ao invés das contagens estelares foi causado pela distribuição de dados do

SDSS/SEGUE no espaço [α/Fe] × [Fe/H] re�etir mais a função de seleção do levan-

tamento do que uma distribuição de abundâncias. Eles não encontraram nenhuma

presença de bimodalidade na distribuição de [Fe/H], mas encontraram uma fraca pre-

sença de dois picos na distribuição de [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 super�cial de massa como uma função da escala

de altura; a curva apresentada é a soma das densidades super�ciais de cada subpopu-

lação 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. Este método permite

obter uma estimativa de σz(z,R) e seu erro para cada estrela de cada subpopulação,

ao contrário do método usual 4. A Fig. 4.6 apresenta os principais resultados deste

trabalho. No grá�co superior a esquerda é possível notar que σz(z,R) aumenta no

sentido de subpopulações com menor [α/Fe] e maior [Fe/H], i.e., subpopulações mais

3Neste trabalho, uma subpopulação é de�nida pelas estrelas dentro de um intervalo de 0.05 dex e0.1 dex em [α/Fe] e [Fe/H], respectivamente

4σz =∑i(vz,i − 〈vz〉)/N

CAPÍTULO 4. DISCO 25

Figura 4.5: Distribuição da densidade super�cial de massa das estrelas no raio solarΣR0(hz) em função da escala de altura hz. Curva é a densidade total em intervalos dehz. Fonte: Bovy et al. (2011a).

jovens. O grá�co superior a direita mostra que não há uma tendência do gradiente

de σz(z,R) em função das subpopulações. Os grá�cos 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 in-

termediária, 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 ev-

idência 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 idade�metalicidade de uma população. Assim como a dicotomia, ainda há

uma divergência sobre a existência de tal relação. Como exemplo mais recente, Holm-

berg et al. (2007) revisou as metodologias aplicadas ao catálogo fotométrico Geneva-

Copenhagen 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 es-

tudar a migração radial das estrelas, Ro²kar et al. (2008) mostraram que se as estrelas

não migrassem, a relação idade�metalicidade seria mais forte e com menor dispersão.

CAPÍTULO 4. DISCO 26

Figura 4.6: Resultados da dispersão de velocidade vertical σz(z,R) e sua derivada emfunção da distância ao plano |z|, [Fe/H] e [α/Fe]. Fonte: Bovy et al. (2012).

Quanto ao disco espesso, Bensby et al. (2004) e Haywood (2006) mostraram que pos-

sivelmente existe uma relação idade�metalicidade 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 de�nida,

uma resposta surgirá. A sua existência, ou não, auxiliará no entendimeno da evolução

do disco Galáctico.

En�m, ainda não há uma conclusão de�nitiva 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 monogra�a, relatamos os últimos estudos referentes as populações estelares. Re-

centemente 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 complexi-

dade da nossa galáxia e são evidências diretas de um cenário de formação hierárquico.

Vimos que alguns aglomerados globulares possivelmente apresentam mais de uma ger-

ação 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 (Alves-

Brito 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

neste campo estão sendo planejados. O Large Synoptic Survey Telescope1 (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

Experiment2 (APOGEE) é um projeto que se utilizará do telescópio utilizado no SDSS

para obter espectroscopia de alta resolução de ∼ 105 estrelas, revolucionando, assim,

1http://www.lsst.org/lsst/2http://www.sdss3.org/surveys/apogee.php

27

CAPÍTULO 5. SUMÁRIO E PERSPECTIVAS 28

a compreensão da química das populações estelares da nossa Galáxia. O Gaia3 é uma

missão astrométrica que lançará um satélite em 2013. O objetivo é obter posição,

distância, movimentos próprios e velocidade radial de ∼ 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. Da�on, A. O. Ribeiro e J. V. Sales Silva pela leitura e sug-

estões. Aos revisores Utilizou-se para esta pesquisa bibliográ�ca 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.

3http://www.esa.int/science/gaia

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