Unveiling the history of the Milky Way with a set of cosmological simulations from the HESTIA, MAGICC and NIHAO projects

Abstract

Observaciones recientes desvelan más dispersión de la esperada en la metalicidad del gas del vecindario solar. Adicionalmente se han observado estrellas de metalicidad extremadamente baja en la Vía Láctea. Estos resultados discrepan con la visión que se tenía anteriormente debido a modelos de evolución química, por los que se espera que el vecindario solar sea una región bien mezclada con metalicidad altamente uniforme y similar a la del Sol. También existen observaciones recientes que apoyan la visión tradicional de un vecinadario solar bien mazclado. En caso de que se confirmen, dichos hallazgos evidencian que nuestro entendimiento de la formación de estructuras en el Universo es todavía incompleto. Debido a la complejidad y la alta variación de las escalas de los procesos involucrados en la formación de estructuras, el método predilecto para su estudio es la confección de simulaciones cosmológicas. Tras exponer la motivación del trabajo ofrecemos una breve explicación del procedimiento general seguido en el diseño de simulaciones cosmológicas. Enumeramos los ingredientes que tienen las simulaciones y hacemos hincapié en el reto que supone la implementación de hidrodinámica para los bariones. Exponemos los dos métodos principales que se utilizan para este fin: los Lagrangianos y los Eulerianos. Señalamos las diferencias entre ambos, así como sus ventajas y desventajas sobre el otro, con especial interés en la difusión de metales. Un punto clave es la incapacidad de las simulaciones Lagrangianas para reproducir la difusión de metales, y la necesidad de implementarla añadiendo un modelo de difusión. Utilizamos simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de galaxias similares a la Vía Láctea de los proyectos HESTIA, MAGICC-MUGS y NIHAO para estudiar la distribución de metalicidad del gas y las estrellas del vecindario solar. La muestra de simulaciones contiene simulaciones Lagrangianas, Eulerianas, quasi-Lagrangianas (un híbrido de simulaciones Lagrangianas y Eulerianas) y una simulación Lagrangiana en la que no se ha implementado un modelo adicional de difusión. Nuestra selección de simulaciones similares a la Vía Láctea se basa en la morfología y en las masas totales y estelares de las galaxias simuladas. Durante este proceso comprobamos el acuerdo entre las masas de las galaxias simuladas y la relación masa total - masa estelar obtenida mediante el método de ”abundance matching”. Resaltamos las diferencias en los resultados de las simulaciones debidas a los distintos códigos de simulación usados por cada proyecto, y especialmente a las distintas implementaciones de la difusión de metales. Estudiamos las distribuciones de metales en las estrellas en el vecindario solar de las simulaciones mediante la confección de diagramas de [O/Fe]-[Fe/H] y de [Fe/H]-edad. Estos gráficos también son útiles para observar la presencia o falta de eventos de acreción de galaxias enanas. Comparando las características observadas en ellos con literatura sobre la Vía Láctea, identificamos cuáles de nuestras simulaciones reproducen más fielmente propiedades de nuestra galaxia. Proponemos posibles causas para las desviaciones entre algunas simulaciones y las observaciones. Resaltamos la importancia de que las galaxias simuladas sigan una historia de formación estelar similar a la de la Vía Láctea, con poca actividad de formación reciente. También destacamos la importancia de que las simulaciones sigan las relaciones de masa total - masa estelar en todo el rango de masas, desde las galaxias enanas a los candidatos de Vía Láctea. Dos de las comparaciones con datos observacionales que realizamos son de especial importancia para la comprensión del papel que juega la difusión de metales en los resultados de las simulaciones. En primer lugar, GALAH DR3 proporciona observaciones de estrellas cercanas al Sol. En segundo lugar, un trabajo reciente contiene medidas de la metalicidad del gas neutro del vecindario solar obtenidas mediante espectroscopia en la línea de visión hacia estrellas de tipos espectrales O y B, desvelando una notbale falta de homogeneidad en comparación con lo esperado según trabajos anteriores. Utilizamos estos datos para acotar la fuerza de la dispersión de metales que deben implementar las simulaciones cosmológicas hidrodinámicas para obtener resultados consistentes con las observaciones. Concluimos que para reproducir las observaciones mencionadas es necesario ajustar la fuerza de difusión de metales a un valor menor que el utilizado por las simulaciones quasi-Lagrangianas de HESTIA y el utilizado por las simulaciones de grupo local de NIHAO. El hecho de que otro estudio reciente apoye la visión de un vecindario solar de metalicidad altamente uniforme dificulta la obtención de conclusiones en este aspecto. Si estas úlimas se sobrepusieran a las otras, la fuerza de difusión necesaria sería mayor, pero nuestra mejor estimación seguiría siendo una fuerza de difusión similar a la usada en HESTIA. También seleccionamos estrellas con valores de [Fe/H] notablemente menores que los del resto en el vecindario solar en las simulaciones que consideramos más adecuadas para este análisis. La presencia de estrellas de baja metalicidad en el disco es un buen indicador de la fuerza de difusión de metales en la simulación, y nos ayuda a concretar el grado necesario de difusión de metales en las simulaciones. Entender su naturaleza y procedencia podría dar lugar a avances en nuestra comprensión sobre la formación de estructuras en el Universo. Estudiamos la trayectoria de estas estrellas desde el principio hasta el final de la simulación para determinar el momento y la forma en que entraron en la Vía Láctea simulada y se formaron. Analizamos su cinemática en z = 0 y tratamos de explicarla basándonos en el origen de dichas estrellas y a sus tiempos de acreción y formación. Estudiando la galaxia simulada g15784 del proyecto MAGICC-MUGSS hallamos correlación entre el intervalo de tiempo transcurrido entre la acreción y la formación de una estrella y la tendencia de la estrella a tener dinámica similar a la del disco galáctico. No encontramos esta correlación al repetir el análisis en una simulación de NIHAO sin difusión de metales. En dicha simulación, la gran mayoría de estrellas seleccionadas tiene cinemática de disco, independientemente del resto de características estudiadas. Las limitaciones en extensión y duración del trabajo no nos permiten deducir una causa concluyente para dicha discrepancia, pero sñalamos la necesidad de estudiar y comparar la historia de acreciones de ambas galaxias para comprender mejor los resultados. Hallamos que todas las estrellas seleccionadas en ambas galaxias entraron en ellas en forma de gas, antes de su formación, bien desde otra galaxia o bien directamente desde el medio intergaláctico a través de filamentos de gas. Hallamos mediante el análisis de la simulación de NIHAO sin difusión un sesgo de las estrellas de metalicidad alta frente a las de baja metalicidad para entrar en la Vía Láctea mediante la acreción desde otra galaxia y no por medio de filamentos de gas.