RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 The star formation history of Milky Way components through Gaia colour-magnitude diagram fitting
A1 Aznar Menargues, Guillem
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB La formación de las galaxias es todavía una gran incógnita en el mundo de la astrofísica. Aunquese han hecho diversos avances en los últimos años, esta sigue sin conocerse en su totalidad. Paraaumentar nuestro conocimiento sobre la formación galáctica, podemos estudiar la formación yevolución de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, la cual nos proporciona un detalle de suspoblaciones estelares como ninguna otra. La disciplina que se encarga de este estudio es conocidacomo arqueología galáctica, que examina los registros fósiles de procesos de formación y evoluciónde la Galaxia a lo largo del tiempo mediante observaciones detalladas de las estrellas, el gas y otroscomponentes. Una de sus principales herramientas es el estudio de la historia de formación estelar(SFH), que puede ser determinada a partir de la comparación entre diagramas color-magnitud(CMD) observacionales con CMDs sintéticos. Este estudio era muy limitado en nuestra galaxiadebido a la dificultad de determinar la distancia de las estrellas de forma precisa, hasta que lamisión Gaia proporcionó datos astrométricos y fotométricos para aproximadamente mil millonesde estrellas con una gran precisión nunca antes vista.En el presente trabajo se proporciona por primera vez la SFH detallada de diversas regiones de la Vía Láctea, suponiendo simetría respecto al plano galáctico. Los datos utilizados secorresponden al catálogo EDR3 de Gaia, acotándolos a una esfera de 2 kpc alrededor del Sol.La metodología empleada se basa en el ajuste de CMDs, es decir, en la búsqueda de combinaciones lineales de poblaciones estelares simples sintéticas para reproducir los CMDs observados.Nuestra metodología se divide en tres partes. En primer lugar, en la creación del CMD sintético. Seguidamente, se le aplican a este errores observacionales, es decir, incompletitud y erroresfotométricos, mediante el código New Dispar. Por último, el programa dirSFH se encarga decomparar ambos diagramas y calcular la SFH.Al ser nuestra esfera de 2 kpc, la extinción y el enrojecimiento interestelar se deben tener encuenta a la hora de pasar a magnitudes absolutas. Por lo tanto, se deben obtener estos valorespara corregir las magnitudes absolutas. Para ello, se ha hecho uso de los mapas de extinción, unaespecie de representación cartográfica que proporciona información sobre el grado de la extinciónen una dirección y distancia específicas. Se comparan los dos mapas de extinción más actualizadoshasta la fecha, Green et al. (2019) y Lallement et al. (2022). Este último es el elegido para realizarnuestras correcciones, ya que cubre todo el cielo y los resultados de distribuciones de metalicidadobtenidos utilizando estas correcciones se parecen más a las restricciones observacionales.Una vez se corrigen la extinción y el enrojecimiento, y se tienen las magnitudes absolutas,se realiza un estudio para seleccionar un número de regiones, representativo de las distintaszonas de nuestra galaxia, a ser estudiadas. Se aplican diversos criterios para así obtener unamuestra de estrellas de alta calidad. También se calcula a partir de las coordenadas galácticas,las coordenadas cartesianas galactocéntricas, que incluyen la altura sobre el plano galáctico yla proyección radial sobre este o radio galactocéntrico. Estudiando el número de estrellas enintervalos de altura sobre el plano galáctico de 100 pc y su completitud, se seleccionan tres capasa estudiar, en dos de las cuales predomina el disco fino y en una tercera el disco grueso. En cadacapa se seleccionan anillos de 500 pc de amplitud radial, cubriendo los radios galactocéntricos de7.5 a 9 kpc para la capa más cercana al plano galáctico, y de 7 a 9.5 kpc para las otras dos. Serealiza también un pequeño estudio para elegir el corte en extinción, es decir, el valor máximo deextinción que tiene que tener una estrella para poder ser estudiada, decidiendo un límite superiorde 0.5 magnitudes. Se muestra, por último, los CMDs a ser simulados y una tabla recopilatoriadel número de estrellas y la completitud.Los resultados se exponen mediante diversas representaciones. En primer lugar, se muestrael plano edad-metalicidad de cada región, donde se pueden observar las distintas poblacionesestelares que se han calculado en la simulación. La mayoría de poblaciones resultantes aparecenen todas las regiones estudiadas. En las dos capas más cercanas al plano galáctico, se observauna tendencia decreciente de metalicidad con el tiempo para poblaciones viejas, mientras quelas jóvenes aumentan su metalicidad con el tiempo. En la capa más alta estas tendencias noson tan claras, siendo la mayor parte de la población vieja y apareciendo esta duplicada a unametalicidad más baja. Se puede observar en todas las capas como las regiones jóvenes aumentanconforme estas se encuentran más lejos radialmente del centro galáctico. También aparecen entodas las regiones poblaciones estelares viejas y de mediana edad con alta metalicidad que nopueden ser explicadas mediante los modelos de evolución química.En segundo lugar, se estudia el ritmo de formación estelar. Para ello se dibuja la fracción demasa acumulada de cada región mediante una función cumulativa. En otro gráfico, se seleccionala edad en la que la región ha acumulado el 50 % y 90 % de masa. Se observa un aumento deestrellas más viejas con radios próximos al centro galáctico, lo cual sugiere que la Vía Láctea seformó siguiendo un escenario de dentro a fuera, y a grandes alturas sobre el plano galáctico.Por último, se estudia la función de distribución de metalicidades. No se observan gradientesclaros de metalicidad con el radio, mientras que sí se observa una ligera disminución de esta conla altura sobre el plano galáctico.Nuestros resultados son coherentes con las secuencias químicas publicadas en la literatura.El dominio de poblaciones estelares jóvenes con el aumento radial se puede relacionar con ladisminución de la abundancia de elementos α sobre la abundancia de Fe con el radio, siendoestrellas viejas las que presentan mayor proporción de estos elementos, así como con el escenarioinside-out, que propone que las galaxias espirales se forman de dentro hacia afuera. La abundancia de elementos α también se puede relacionar con el dominio de poblaciones jóvenes conformedisminuye la altura sobre el plano galáctico. En cuanto a la metalicidad, a partir de las observaciones se puede ver como a medida que aumenta la altura las estrellas son menos metálicas.Además, las poblaciones estelares viejas y de edad intermedia con alta metalicidad pueden serexplicadas mediante el fenómeno de la migración radial, que expone que ciertas estrellas se hanpodido formar en radios más cercanos al centro galáctico y posteriormente se trasladaron a radiosmás lejanos.Las conclusiones de este trabajo abren la puerta a diversas investigaciones futuras, por lo queel estudio de la SFH de la Vía Láctea no ha hecho nada más que empezar.
YR 2024
FD 2024
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/36803
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/36803
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 24-dic-2024