The star formation history of Milky Way components through Gaia colour-magnitude diagram fitting

Abstract

La formación de las galaxias es todavía una gran incógnita en el mundo de la astrofísica. Aunque se han hecho diversos avances en los últimos años, esta sigue sin conocerse en su totalidad. Para aumentar nuestro conocimiento sobre la formación galáctica, podemos estudiar la formación y evolución de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, la cual nos proporciona un detalle de sus poblaciones estelares como ninguna otra. La disciplina que se encarga de este estudio es conocida como arqueología galáctica, que examina los registros fósiles de procesos de formación y evolución de la Galaxia a lo largo del tiempo mediante observaciones detalladas de las estrellas, el gas y otros componentes. 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 galaxia debido a la dificultad de determinar la distancia de las estrellas de forma precisa, hasta que la misión Gaia proporcionó datos astrométricos y fotométricos para aproximadamente mil millones de 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 se corresponden 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 errores fotométricos, mediante el código New Dispar. Por último, el programa dirSFH se encarga de comparar ambos diagramas y calcular la SFH. Al ser nuestra esfera de 2 kpc, la extinción y el enrojecimiento interestelar se deben tener en cuenta a la hora de pasar a magnitudes absolutas. Por lo tanto, se deben obtener estos valores para corregir las magnitudes absolutas. Para ello, se ha hecho uso de los mapas de extinción, una especie de representación cartográfica que proporciona información sobre el grado de la extinción en una dirección y distancia específicas. Se comparan los dos mapas de extinción más actualizados hasta la fecha, Green et al. (2019) y Lallement et al. (2022). Este último es el elegido para realizar nuestras correcciones, ya que cubre todo el cielo y los resultados de distribuciones de metalicidad obtenidos 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 distintas zonas de nuestra galaxia, a ser estudiadas. Se aplican diversos criterios para así obtener una muestra 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 y la proyección radial sobre este o radio galactocéntrico. Estudiando el número de estrellas en intervalos de altura sobre el plano galáctico de 100 pc y su completitud, se seleccionan tres capas a estudiar, en dos de las cuales predomina el disco fino y en una tercera el disco grueso. En cada capa se seleccionan anillos de 500 pc de amplitud radial, cubriendo los radios galactocéntricos de 7.5 a 9 kpc para la capa más cercana al plano galáctico, y de 7 a 9.5 kpc para las otras dos. Se realiza también un pequeño estudio para elegir el corte en extinción, es decir, el valor máximo de extinción que tiene que tener una estrella para poder ser estudiada, decidiendo un límite superior de 0.5 magnitudes. Se muestra, por último, los CMDs a ser simulados y una tabla recopilatoria del número de estrellas y la completitud. Los resultados se exponen mediante diversas representaciones. En primer lugar, se muestra el plano edad-metalicidad de cada región, donde se pueden observar las distintas poblaciones estelares que se han calculado en la simulación. La mayoría de poblaciones resultantes aparecen en todas las regiones estudiadas. En las dos capas más cercanas al plano galáctico, se observa una tendencia decreciente de metalicidad con el tiempo para poblaciones viejas, mientras que las jóvenes aumentan su metalicidad con el tiempo. En la capa más alta estas tendencias no son tan claras, siendo la mayor parte de la población vieja y apareciendo esta duplicada a una metalicidad más baja. Se puede observar en todas las capas como las regiones jóvenes aumentan conforme estas se encuentran más lejos radialmente del centro galáctico. También aparecen en todas las regiones poblaciones estelares viejas y de mediana edad con alta metalicidad que no pueden ser explicadas mediante los modelos de evolución química. En segundo lugar, se estudia el ritmo de formación estelar. Para ello se dibuja la fracción de masa acumulada de cada región mediante una función cumulativa. En otro gráfico, se selecciona la edad en la que la región ha acumulado el 50 % y 90 % de masa. Se observa un aumento de estrellas más viejas con radios próximos al centro galáctico, lo cual sugiere que la Vía Láctea se formó 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 gradientes claros de metalicidad con el radio, mientras que sí se observa una ligera disminución de esta con la 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 la disminución de la abundancia de elementos α sobre la abundancia de Fe con el radio, siendo estrellas viejas las que presentan mayor proporción de estos elementos, así como con el escenario inside-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 conforme disminuye 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 ser explicadas mediante el fenómeno de la migración radial, que expone que ciertas estrellas se han podido formar en radios más cercanos al centro galáctico y posteriormente se trasladaron a radios más lejanos. Las conclusiones de este trabajo abren la puerta a diversas investigaciones futuras, por lo que el estudio de la SFH de la Vía Láctea no ha hecho nada más que empezar.

The formation of galaxies is still a great unknown in the world of astrophysics. Although several advances have been made in recent years, it is still not fully understood. To increase our understanding of galaxy formation, we can study the formation and evolution of our own galaxy, the Milky Way, because no other galaxy can offer us greater detail of their properties. This is in part thanks to the precise data from the Gaia mission. This project provides for the first time the detailed star formation history of the Milky Way, derived in several regions that cover a range of galactocentric radius and distances from the plane contained in a 2 kpc sphere around the Sun, using the Gaia EDR3 catalogue and assuming symmetry respect the Galactic plane. This analysis allows us to explore the stellar populations formed in the Milky Way across time and its correlation with metallicity, and how they distribute in radial and vertical directions. The methodology employed is based on the colour-magnitude diagram fitting technique, using a specific code called dirSFH. We have to take into account the effects of interstellar extinction and interstellar reddening. We have evaluated two extinction maps to compensate for these effects, choosing the Lallement et al. (2022) map for the correction. Three layers of 100 pc of height above and below the galactic plane have been selected for study, two of them dominated by the thin disc and the third by the thick disc. In each layer, rings of 500 pc width are selected, covering a galactocentric radius between 7.5 and 9 kpc for the layer closest to the Galactic plane and between 7 and 9 kpc for the other two. A brief study is also carried out to settle the maximum extinction cut-off, deciding to leave the upper value of 0.5 magnitudes. In the two layers closest to the Galactic plane, a decreasing metallicity trend with time is observed for old populations, while young populations increase their metallicity with time. In the uppermost layer these trends are not as clear, with the majority of the population being old and splitting in a double metallicity sequence. It can be seen in all layers that the young regions increase as the regions get further radially away from the Galactic centre, as well as old-intermediate metal-rich stellar populations which can not be explained through chemical evolution models appear. Studying the cumulative function of the star formation rate shows a decrease of the age as the radius increases and as the height from the plane decreases. An analysis of the metallicity distribution function reveals no clear gradients of metallicity with radius, although a slightly decrease of metallicity with height above the Galactic plane is observed. Our results show a great coherence with the chemical trends observed in previous works from the literature. The dominance of young stellar populations with radial increase is consistent with the decrease of the abundance of high-[α/Fe] stars, indicative as well of an inside-out scenario. The abundance of [α/Fe] can also be related to the dominance of young populations as the height above the Galactic plane decreases. As for metallicity, it can be seen from observations that as the height increases the stars become less metallic. The obtained old-intermediate metal-rich stellar populations can be explained by radial migration of metal-rich stars formed in the inner regions of the Galaxy to the solar vecinity. The results of this work open the door to future research on the SFH of the Galaxy and to explore the impact of various formation processes, such as the radial migration, in the configuration of the its current morphology