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Tracing the scale height evolution of the galactic disk with open clusters

Detalhes bibliográficos
Resumo:	As galáxias são os blocos fundamentais constituintes do Universo e podem ser observadas no céu com diferentes formas, tamanho, brilho, inclinação, cor e composição química. Estes parâmetros permitem classificá-las em diferentes classes de acordo com o esquema de Hubble: elíticas, espirais (barradas) e irregulares. Estudar a Via Láctea tem muito interesse porque é a única galáxia gigante que podemos ver e estudar em detalhe, embora estudar a sua estrutura apresente os seus desafios, uma vez que apenas é possível estudá-la a partir do seu interior. Assim, as suas propriedades globais apenas podem ser determinadas das observações. Hoje em dia, a Via Láctea é estabelecida como sendo uma galáxia espiral, com uma barra central e contabiliza no total quatro braços espirais de grande desenho. Nesta é possível distinguir três estruturas principais: o bojo central, o halo, onde se encontram as estrelas de menor metalicidade, juntamente com os enxames de estrelas globulares e o disco, o cerne da formação estelar e é principalmente composto por gás, estrelas e enxames de estrelas abertos. Temos ainda no seu centro a existência de um buraco negro supermassivo. Todavia, as galáxias passam por mudanças morfológicas durante a sua evolução. Observar estas mudanças e identificar os mecanismos responsáveis são o cerne para entender como estas evoluem. Uma destas propriedades é a espessura do disco, definida através da escala de altura da distribuição de objetos acima e abaixo do plano Galático formal, que corresponde à linha imaginária que define o zero da altura. É de salientar que observacionalmente diferentes populações de objetos se distribuem com escalas de altura aparentes distintas: enxames abertos definem escalas de altura de cerca de 57 pc, nebulas planetárias entre 200 e 250 pc, estrelas do tipo OB aproximadamente 40 pc e nuvens moleculares gigantes entre 30 e 50 pc. Para comparação, os valores determinados para a altura do Sol em relação ao plano Galático variam entre 15 e 35 pc acima do plano Galático formal. O estudo da evolução da escala de altura pode ser feito com diferentes populações de objetos da Via Láctea. Em particular, os enxames de estrelas abertos são escolhidos por ser possível determinar as suas idades e distâncias com maior precisão do que estrelas individuais. Em contrapartida, com o aumento da distancia, o número de aglomerados mais velhos observados tem tendência a diminuir. Este efeito deve-se ao facto que os aglomerados mais velhos são constituídos por estrelas mais velhas e por isso menos brilhantes, o que resulta com que estes sejam mais desvanecidos quando comparados com aglomerados mais jovens. Assim, tornam-se mais difíceis de encontrar nas regiões de baixa latitude, onde existe maior absorção do meio interstelar e também maior confusão com as estrelas de campo. Como consequência, a escala de altura observada do disco é artificialmente maior quando se consideram amostras de aglomerados com distâncias maiores. Observa-se que as populações de aglomerados abertos definem escalas de altura que aumentam com a idade da amostra considerada. Tipicamente, isto é associado ao engrossamento do disco Galático, um fenómeno descrito por uma série de mecanismos que acontecem na Galáxia, responsáveis pelo aumento da altura dos aglomerados estelares em relação ao plano Galáctico formal. Porém, reparamos que as observações parecem mostrar que isto poderá ser uma consequência da destruição seletiva de aglomerados que se encontram mais perto do plano Galático formal, onde os efeitos disruptivos têm uma maior amplitude, fazendo com que a distribuição de aglomerados se torne mais larga e consequentemente a sua escala de altura aumente. Em suma, os aglomerados abertos estão sujeitos a diferentes efeitos de dissolução, sendo estes a perda de gás primordial, evolução secular, forças de maré, encontros com braços espirais, com a barra e com nuvens moleculares gigantes, sendo o último o mecanismo dominante. Este projeto propõe que o principal mecanismo responsável pelo aumento da escala de altura do disco Galático seja explicado pela colisão de aglomerados abertos com nuvens moleculares gigantes, tendo como consequência a perda de estrelas ou mesmo a disrupção total do aglomerado. O mecanismo proposto para explicar o aumento da escala de altura do disco é testado com um modelo computacional que se baseia na dinâmica vertical dos aglomerados abertos em torno do plano Galático. Este consiste em gerar aglomerados abertos distribuídos acima e abaixo do plano Galático que seguem uma certa distribuição de alturas inicial, num potencial realista da Via Láctea. Durante as suas órbitas, os aglomerados abertos estarão sujeitos a processos disruptivos, que apenas dependem da distância ao plano Galático e será tanto maior quanto mais próximos se encontrarem deste. A taxa de nascimento de aglomerados abertos é mantida constante durante toda a simulação, com um número suficientemente grande de forma a que os resultados estatísticos sejam robustos. O modelo computacional apresenta três parâmetros livres que são necessários calibrar: a escala de altura de nascimento, responsável pela distribuição inicial de alturas dos aglomerados abertos, a escala de altura de dissolução, associada à combinação de todos os mecanismos de dissolução de aglomerados estelares, e uma amplitude de dissolução, que controla a probabilidade global de um aglomerado aberto se desfazer à medida que se desloca ao longo da sua ´orbita. Para tal, utiliza-se um catálogo observacional de aglomerados abertos, dividido em três amostras delimitadas por cortes cilíndricos de distâncias heliocêntricas de 1000, 1750 e 2500 pc. Por sua vez, cada amostra é dividida em quatro grupos de idade distintos: aglomerados jovens, aqueles que têm idade inferior a 200 Myr, aglomerados intermédios-jovens, com idades compreendidas entre 200 e 450 Myr, aglomerados intermédios-velhos, com idades compreendidas entre 450 e 1000 Myr e aglomerados velhos, com idades superiores a 1 Gyr. A amostra de 1000 pc, uma vez que está confinada a um volume menor, apresenta um menor número de aglomerados abertos, porém estará mais completa, no sentido em que apresenta menos aglomerados não detetados. Por outro lado, as amostras com distâncias heliocêntricas maiores, apresentam menor completitude mas estará sujeita a menos flutuações e estruturas locais. Com as escalas de altura definidas pelos diferentes grupos de idade, para as diferentes amostras, são determinados os três parâmetros livres do modelo computacional de forma que este consiga reproduzir o melhor possível o catálogo observacional. Posto isto, normaliza-se também o número total e em cada grupo de idade de aglomerados abertos obtidos no fim das simulações, ao assumir que o grupo de aglomerados jovens encontra-se completo para as três amostras. Enquanto a escala de altura de nascimento consegue ser determinada de forma independente, a escala de altura de dissolução e a respetiva amplitude são determinados em simultâneo. Com o conjunto de parâmetros diferentes para cada amostra do catálogo, observa-se que o modelo computacional consegue reproduzir bem o valor da escala de altura definida por todos os grupos de idade, com a exceção dos aglomerados abertos mais velhos, em todos as amostras, pelo que se pode concluir que o mecanismo de dissolução de aglomerados abertos em encontros com nuvens moleculares gigantes é viável para explicar o aumento da escala de altura do disco Galático até 1 Gyr. Além disso, o modelo computacional consegue fazer estimativas da completitude dos aglomerados abertos em cada grupo de idades, para as diferentes amostras. Os resultados das simulações reproduzem a evolução da escala de altura do disco Galático até idades de aproximadamente 1 Gyr. Após esta idade, estas afastam-se das observações. Este efeito vai no sentido do que é esperado, tendo em conta que a incompletitude do catálogo observacional tende a aumentar com a idade dos objetos e que pode resultar num aumento artificial da escala de altura observada do disco. A complexidade do modelo computacional também desempenha um papel importante nestes resultados. Crê-se que a utilização de uma distribuição inicial de massas para os aglomerados abertos, juntamente com uma perda parcial de massa resultante da colisão com nuvens moleculares descreva melhor a realidade. Mais ainda, outros efeitos de disrupção, nomeadamente a evolução secular, que corresponde à perda de estrelas do aglomerado por evaporação, ajudará na redução do número de aglomerados obtidos na simulação, o que permite fazer previsões mais exatas na completitude do catálogo observacional considerado.
Autores principais:	Silva, André Filipe Vitorino da
Assunto:	Via Láctea Morfologia Escala de altura Aglomerados abertos Teses de mestrado - 2018
Ano:	2018
País:	Portugal
Tipo de documento:	dissertação de mestrado
Tipo de acesso:	acesso aberto
Instituição associada:	Universidade de Lisboa
Idioma:	inglês
Origem:	Repositório da Universidade de Lisboa

Descrição
Resumo:	As galáxias são os blocos fundamentais constituintes do Universo e podem ser observadas no céu com diferentes formas, tamanho, brilho, inclinação, cor e composição química. Estes parâmetros permitem classificá-las em diferentes classes de acordo com o esquema de Hubble: elíticas, espirais (barradas) e irregulares. Estudar a Via Láctea tem muito interesse porque é a única galáxia gigante que podemos ver e estudar em detalhe, embora estudar a sua estrutura apresente os seus desafios, uma vez que apenas é possível estudá-la a partir do seu interior. Assim, as suas propriedades globais apenas podem ser determinadas das observações. Hoje em dia, a Via Láctea é estabelecida como sendo uma galáxia espiral, com uma barra central e contabiliza no total quatro braços espirais de grande desenho. Nesta é possível distinguir três estruturas principais: o bojo central, o halo, onde se encontram as estrelas de menor metalicidade, juntamente com os enxames de estrelas globulares e o disco, o cerne da formação estelar e é principalmente composto por gás, estrelas e enxames de estrelas abertos. Temos ainda no seu centro a existência de um buraco negro supermassivo. Todavia, as galáxias passam por mudanças morfológicas durante a sua evolução. Observar estas mudanças e identificar os mecanismos responsáveis são o cerne para entender como estas evoluem. Uma destas propriedades é a espessura do disco, definida através da escala de altura da distribuição de objetos acima e abaixo do plano Galático formal, que corresponde à linha imaginária que define o zero da altura. É de salientar que observacionalmente diferentes populações de objetos se distribuem com escalas de altura aparentes distintas: enxames abertos definem escalas de altura de cerca de 57 pc, nebulas planetárias entre 200 e 250 pc, estrelas do tipo OB aproximadamente 40 pc e nuvens moleculares gigantes entre 30 e 50 pc. Para comparação, os valores determinados para a altura do Sol em relação ao plano Galático variam entre 15 e 35 pc acima do plano Galático formal. O estudo da evolução da escala de altura pode ser feito com diferentes populações de objetos da Via Láctea. Em particular, os enxames de estrelas abertos são escolhidos por ser possível determinar as suas idades e distâncias com maior precisão do que estrelas individuais. Em contrapartida, com o aumento da distancia, o número de aglomerados mais velhos observados tem tendência a diminuir. Este efeito deve-se ao facto que os aglomerados mais velhos são constituídos por estrelas mais velhas e por isso menos brilhantes, o que resulta com que estes sejam mais desvanecidos quando comparados com aglomerados mais jovens. Assim, tornam-se mais difíceis de encontrar nas regiões de baixa latitude, onde existe maior absorção do meio interstelar e também maior confusão com as estrelas de campo. Como consequência, a escala de altura observada do disco é artificialmente maior quando se consideram amostras de aglomerados com distâncias maiores. Observa-se que as populações de aglomerados abertos definem escalas de altura que aumentam com a idade da amostra considerada. Tipicamente, isto é associado ao engrossamento do disco Galático, um fenómeno descrito por uma série de mecanismos que acontecem na Galáxia, responsáveis pelo aumento da altura dos aglomerados estelares em relação ao plano Galáctico formal. Porém, reparamos que as observações parecem mostrar que isto poderá ser uma consequência da destruição seletiva de aglomerados que se encontram mais perto do plano Galático formal, onde os efeitos disruptivos têm uma maior amplitude, fazendo com que a distribuição de aglomerados se torne mais larga e consequentemente a sua escala de altura aumente. Em suma, os aglomerados abertos estão sujeitos a diferentes efeitos de dissolução, sendo estes a perda de gás primordial, evolução secular, forças de maré, encontros com braços espirais, com a barra e com nuvens moleculares gigantes, sendo o último o mecanismo dominante. Este projeto propõe que o principal mecanismo responsável pelo aumento da escala de altura do disco Galático seja explicado pela colisão de aglomerados abertos com nuvens moleculares gigantes, tendo como consequência a perda de estrelas ou mesmo a disrupção total do aglomerado. O mecanismo proposto para explicar o aumento da escala de altura do disco é testado com um modelo computacional que se baseia na dinâmica vertical dos aglomerados abertos em torno do plano Galático. Este consiste em gerar aglomerados abertos distribuídos acima e abaixo do plano Galático que seguem uma certa distribuição de alturas inicial, num potencial realista da Via Láctea. Durante as suas órbitas, os aglomerados abertos estarão sujeitos a processos disruptivos, que apenas dependem da distância ao plano Galático e será tanto maior quanto mais próximos se encontrarem deste. A taxa de nascimento de aglomerados abertos é mantida constante durante toda a simulação, com um número suficientemente grande de forma a que os resultados estatísticos sejam robustos. O modelo computacional apresenta três parâmetros livres que são necessários calibrar: a escala de altura de nascimento, responsável pela distribuição inicial de alturas dos aglomerados abertos, a escala de altura de dissolução, associada à combinação de todos os mecanismos de dissolução de aglomerados estelares, e uma amplitude de dissolução, que controla a probabilidade global de um aglomerado aberto se desfazer à medida que se desloca ao longo da sua ´orbita. Para tal, utiliza-se um catálogo observacional de aglomerados abertos, dividido em três amostras delimitadas por cortes cilíndricos de distâncias heliocêntricas de 1000, 1750 e 2500 pc. Por sua vez, cada amostra é dividida em quatro grupos de idade distintos: aglomerados jovens, aqueles que têm idade inferior a 200 Myr, aglomerados intermédios-jovens, com idades compreendidas entre 200 e 450 Myr, aglomerados intermédios-velhos, com idades compreendidas entre 450 e 1000 Myr e aglomerados velhos, com idades superiores a 1 Gyr. A amostra de 1000 pc, uma vez que está confinada a um volume menor, apresenta um menor número de aglomerados abertos, porém estará mais completa, no sentido em que apresenta menos aglomerados não detetados. Por outro lado, as amostras com distâncias heliocêntricas maiores, apresentam menor completitude mas estará sujeita a menos flutuações e estruturas locais. Com as escalas de altura definidas pelos diferentes grupos de idade, para as diferentes amostras, são determinados os três parâmetros livres do modelo computacional de forma que este consiga reproduzir o melhor possível o catálogo observacional. Posto isto, normaliza-se também o número total e em cada grupo de idade de aglomerados abertos obtidos no fim das simulações, ao assumir que o grupo de aglomerados jovens encontra-se completo para as três amostras. Enquanto a escala de altura de nascimento consegue ser determinada de forma independente, a escala de altura de dissolução e a respetiva amplitude são determinados em simultâneo. Com o conjunto de parâmetros diferentes para cada amostra do catálogo, observa-se que o modelo computacional consegue reproduzir bem o valor da escala de altura definida por todos os grupos de idade, com a exceção dos aglomerados abertos mais velhos, em todos as amostras, pelo que se pode concluir que o mecanismo de dissolução de aglomerados abertos em encontros com nuvens moleculares gigantes é viável para explicar o aumento da escala de altura do disco Galático até 1 Gyr. Além disso, o modelo computacional consegue fazer estimativas da completitude dos aglomerados abertos em cada grupo de idades, para as diferentes amostras. Os resultados das simulações reproduzem a evolução da escala de altura do disco Galático até idades de aproximadamente 1 Gyr. Após esta idade, estas afastam-se das observações. Este efeito vai no sentido do que é esperado, tendo em conta que a incompletitude do catálogo observacional tende a aumentar com a idade dos objetos e que pode resultar num aumento artificial da escala de altura observada do disco. A complexidade do modelo computacional também desempenha um papel importante nestes resultados. Crê-se que a utilização de uma distribuição inicial de massas para os aglomerados abertos, juntamente com uma perda parcial de massa resultante da colisão com nuvens moleculares descreva melhor a realidade. Mais ainda, outros efeitos de disrupção, nomeadamente a evolução secular, que corresponde à perda de estrelas do aglomerado por evaporação, ajudará na redução do número de aglomerados obtidos na simulação, o que permite fazer previsões mais exatas na completitude do catálogo observacional considerado.