The Fate of Accreted Stars in the Milky Way

Abstract

Las simulaciones cosmológicas basadas en el modelo ΛCDM sugieren que la formación y evolución de las galaxias viene dada a través de la unión jerárquica de pequeñas estructuras. Datos obtenidos mediante observaciones, conjuntamente con el uso de simulaciones numéricas, han proporcionado información sobre algunas estructuras estelares originadas en galaxias satélite, que se han fusionado con la Vía Láctea en el pasado. Algunas de las estructuras más importantes son aquellas conocidas como Gaia-Enceladus, las corrientes de Helmi, o la galaxia enana de Sagitario. Estos mergers (galaxias satélite que se han fusionado con la galaxia central) no solo forman parte de la propia Vía Láctea, sino que además han podido tener cierto impacto sobre ella durante su caída en el pozo de potencial del sistema. Por tanto, los procesos de acreción de galaxias satélite dejan ciertas pistas que pueden ser estudiadas por medio de la cinemática de las estrellas, ya que estas aún conservan algunas propiedades en la actualidad y presentan correlaciones en el espacio de fases. Esto permite identificar dichas estructuras dentro de nuestra galaxia, así como obtener detalles de su pasado de formación. En este Trabajo de Fin de Máster, se ha utilizado una simulación de una galaxia análoga a la Vía Láctea para estudiar su historia de formación y caracterizar una serie de galaxias satélite que han pasado a formar parte de este sistema. Nuestra galaxia simulada pertenece al programa MaGICC y al grupo de simulaciones de MUGS. Esta simulación es generada con el código Gasoline, basado en la dinámica de N cuerpos y la Hidrodinámica Suavizada de Partículas, que además incluye otros procesos a menor escala como el enfriamiento y difusión de metales, la formación estelar, y el feedback de estrellas y de supernovas. Para el análisis se ha empleado un paquete de Python denominado Pynbody, desarrollado especialmente para este tipo de simulaciones. La simulación de estudio cuenta con unos 8 millones de partículas de estrellas, gas y materia oscura. A un redshift de 0.02 la galaxia tiene una masa total de 150.82 × 1010 M⊙ y un radio virial de 241.99 kpc. Este sistema es similar a la Vía Láctea en aspectos como su masa, morfología, composición química o historia de formación, entre otros. Los objetivos de este trabajo son: estudiar la cinemática y el espacio de fases de una serie de mergers, y comparar entre los más tempranos y los más tardíos; caracterizar algunas de sus propiedades antes de su acreción en la galaxia; estudiar el efecto de la colisión de una estructura análoga a Gaia-Enceladus; y analizar la contribución de estrellas formadas ex-situ a la región del bulbo galáctico. Para ello, se selecciona una serie de galaxias satélite de la simulación en el momento anterior a su acreción, de manera que se definen según su contenido en estrellas, gas y materia oscura en dicho paso temporal. Estos sistemas han sido previamente rastreados hasta ese momento desde épocas más tempranas por medio de una estrella guía situada en el centro de cada uno de ellos, que se utiliza como referencia para identificar cada galaxia satélite en cualquier captura temporal (snapshot) y definir así, su redshift o tiempo de caída en el sistema central. Se han representado y analizado las distribuciones estelares de cada uno de los mergers en el espacio de fases para diferentes corrimientos al rojo (redshifts) después de su acreción. Se escogen los espacios definidos por las componentes de velocidad, la energía total y la componente vertical del momento angular. Los resultados de este análisis indican que las estructuras procedentes de galaxias satélite que se incorporan antes al sistema central muestran movimientos más aleatorios, están más mezclados en el espacio de fases, y se encuentran a bajas energías actualmente. Por el contrario, aquellos mergers más tardíos presentan una rotación predominante (a veces retrógrada), conservan gran parte de su estructura inicial en el espacio de fases, y se localizan a altas energías, estando débilmente ligados al sistema. Por otro lado, se encuentra que la estructura similar a Gaia-Enceladus, en su unión a la galaxia, tiende a aumentar la dispersión de la componente vertical de velocidad de las estrellas pertenecientes a anteriores mergers. Este resultado es análogo al "calentamiento" del disco grueso primordial de la Vía Láctea debido a la estructura real de Gaia-Enceladus. Asimismo, es nuestra simulación este cuerpo es el que más contribuye al bulbo estelar de todas las estructuras estudiadas, aunque solo una pequeña parte de sus estrellas se localizan en esa región. Además, se tiene que aquellas estrellas absorbidas más temprano por la galaxia se concentran en las regiones más centrales (pero contribuyen más a la parte externa del bulbo), mientras que los mergers más tardíos se localizan fuera de este y están más dispersos en el halo estelar. Para el conjunto de todas las estrellas ex-situ, se tiene que: 1) más del 70% se sitúan en las regiones exteriores al bulbo; 2) la gran mayoría de estrellas en el bulbo han nacido in-situ. Por último, las galaxias satélite más tempranas caen directamente al sistema principal y desde menores distancias, mientras que las posteriores provienen de mayores distancias y presentan varios pasajes apocéntricos y pericéntricos. Las primeras tienen historias de formación estelar más cortas y muestran aumentos en el ritmo de formación estelar antes de su acreción, probablemente debido a compresiones del gas durante este proceso. Los mergers tardíos presentan historias de formación estelar más extendidas en el tiempo, que decaen progresivamente. Los resultados sugieren que la población de estrellas ex-situ originada en galaxias satélite con tiempos de acreción menores, es más vieja en promedio que la de aquellos sistemas que caen más tarde en la galaxia principal.