Como pesamos uma galáxia?

Título: Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions

Autores: Laura L. Watkins, Roeland P. Van Der Marel, Sangmo Tony Sohn, and N. Wyn Evans

Instituição do primeiro autor: University of Chicago

Status:  Publicado no ApJ, acesso aberto no arXiv.

Não podemos colocá-la em uma balança digital, não podemos pendurá-la em uma balança e compará-la com outra coisa, então como se mede a massa da nossa galáxia? Os autores do artigo de hoje usam medidas de aglomerados globulares no halo da galáxia obtidas com o do satélite Gaia para estimar uma massa para a Via Láctea.

Do que é feita a nossa galáxia e por que devemos pesá-la?

Nossa galáxia contém quatro partes principais: o bojo, o disco (que contém o disco fino e o disco grosso), a barra e o halo (veja a Figura 1). Os três primeiros componentes são compostos de bárions, partículas que formam prótons e nêutrons e, portanto, a maioria das coisas ao nosso redor. O halo, no entanto, é dominado pela matéria escura, e a porcentagem de massa bariônica no halo depende de quanta matéria escura existe.

A matéria escura é uma substância misteriosa que permeia a galáxia, interagindo fortemente com a gravidade e fracamente com a luz. Sabemos que a matéria escura existe por causa da curva de rotação da galáxia. Se a massa da galáxia estivesse concentrada no centro, a velocidade das regiões externas seria mais lenta que as regiões internas. No caso da Via Láctea, vemos que a velocidade de rotação permanece razoavelmente constante durante todo o percurso, o que aponta para a presença de alguma matéria invisível (matéria que identificamos como matéria escura). Por causa de suas fracas interações com a luz, pode ser realmente difícil medir a quantidade de matéria escura e, portanto, quanto pesa. Consequentemente, calcular a massa da matéria escura no halo seria um grande passo na obtenção da massa da galáxia.

Medir a massa da nossa galáxia é muito útil por dois motivos: primeiro, porque a massa da galáxia e sua distribuição estão ligadas à formação e crescimento do nosso universo. Determinar com precisão a massa nos ajudará a entender onde nossa galáxia fica na escala do cosmos. Segundo, nos ajuda a aprender sobre a história dinâmica e o futuro do Grupo Local e da população de satélites (especificamente correntes estelares).

Figura 1: Esquerda: onde nosso Sol fica na Galáxia. Direita: As diferentes partes da galáxia.
Crédito da imagem: ESA

Como pesar uma galáxia

A estimativa da massa de uma galáxia depende de muitas coisas, incluindo quais satélites estão ligados à ela e há quanto tempo estão assim, qual a real forma da Via Láctea e qual o método usado para a análise. Três técnicas foram usadas principalmente para medir a massa da galáxia: o argumento do tempo, estudos de correspondência de abundância e métodos dinâmicos. O argumento do tempo mede a velocidade com que duas galáxias estão se aproximando e usa essa dinâmica para prever uma massa. Os estudos de correspondência de abundância usam o número de galáxias versus sua velocidade circular e a relação de Tully-Fischer para obter sua luminosidade, que pode ser usada para estimar sua massa. Finalmente, métodos dinâmicos examinam a velocidade de objetos rastreadores, como aglomerados globulares. Qualquer distribuição de massa gera um potencial gravitacional que faz com que os objetos se movam; portanto, estudando os movimentos dos objetos, podemos recuperar o potencial gravitacional e, consequentemente, a massa. Os autores do artigo de hoje usam esse método dinâmico para medir a massa da Via Láctea.

Usando Gaia para mapear movimentos

A equipe usou a segunda liberação de dados da missão Gaia (DR2) para medir o movimento próprio das estrelas ou como elas estão se movendo pelo céu. Gaia é um instrumento espacial cujo objetivo é fazer um mapa 3D da galáxia, e estes dados contêm medidas para bilhões de estrelas e 75 aglomerados globulares. (Confira este vídeo muito legal no Gaia para saber mais sobre esse incrível satélite!) O satélite Gaia é tão preciso que pode medir a largura de um cabelo humano a 1000 km, que é uma resolução 1000-2000x menor que a do Telescópio Espacial Hubble! A Figura 2 mostra quantas fontes Gaia mediu. Dos 75 aglomerados globulares disponíveis no DR2, os autores usaram 34, com distâncias variando de 2,0 kiloparsecs (kpc) a 21,1 kiloparsecs do centro da galáxia, o que lhes permitiu medir até o halo externo.

Figura 2: Um mapa do número de fontes que Gaia mede em uma projeção do plano da galáxia (centrado no centro galáctico). Quanto mais clara a cor, mais fontes. Os dois círculos no canto inferior direito são duas galáxias anãs muito pequenas que orbitam a Via Láctea. Esta figura mostra os bilhões de estrelas contidas no DR2.
Crédito da imagem: Brown et al.

Para mapear a massa da galáxia corretamente, eles precisam de parâmetros como anisotropia de velocidade (que mede como os movimentos das estrelas variam em direções diferentes), a densidade da galáxia e o potencial da galáxia. A equipe usa um modelo NFW, que é um modelo de como a densidade é distribuída dentro da galáxia, para descrever o potencial da galáxia. Os autores então executam simulações para determinar o raio dentro do qual as partículas estão gravitacionalmente ligadas umas às outras (o raio virial) e a massa contida no interior do raio virial (a massa virial). Ao variar os parâmetros viriais e amostrar diferentes modelos do halo, a equipe conseguiu descobrir a massa mais provável da galáxia. Além disso, eles usam as velocidades das estrelas para mapear a velocidade circular da galáxia até o raio do aglomerado globular mais distante. A Figura 3 mostra o potencial dos diferentes componentes da galáxia e os resultados da variação dos parâmetros viriais do halo.

Figura 3: O potencial da galáxia versus distância. Cada componente da galáxia é rotulado. Os autores variam o raio virial e a concentração (que representa a densidade) do halo, e os diferentes valores que eles amostram são mostrados pela região sombreada em torno da curva do halo. A combinação dos componentes (também conhecida como potencial total da galáxia) é a linha cinza. Os autores mapeiam o potencial de toda a galáxia, mas as linhas pontilhadas verticais mostram a área em que estão interessados, que é a distância do aglomerado globular mais próximo e mais distante da amostra. As linhas sólidas mostram a extensão do melhor ajuste da lei de potência para essa região e as linhas tracejadas mostram o ajuste da lei de potência que se encaixa fora da região de interesse.

Evidências para uma Via Láctea de Massa Intermediária

Os autores descobriram que a massa da galáxia é de 0,21 x 1012 massas solares, a velocidade circular da galáxia no raio máximo investigado (21,1 kpc) é 206 km/s, e o raio virial é 1,28 x 1012 massas solares. Essa massa virial se encaixa mais com os valores intermediários encontrados por outros estudos. A medição da velocidade circular feita pelos autores indica que a velocidade é razoavelmente constante nas regiões externas, apoiando a ideia de que a matéria escura está presente em nossa galáxia. Alguns dos aglomerados que a equipe usou para medições estão em órbitas muito radiais ou muito tangenciais, o que poderia ter sido o resultado de colisões galácticas. Se eles removerem esses aglomerados, as medidas de massa e velocidade ainda estarão dentro de suas barras de erro, mostrando que essas estimativas são robustas, mesmo que haja subestruturas de aglomerados globulares na galáxia.

A incrível riqueza de dados da missão Gaia permitiu à equipe fazer uma das estimativas mais precisas da massa da galáxia que já foi feita. À medida que Gaia continuar sua missão nos próximos anos, obterá posições e velocidades de mais aglomerados, abrindo caminho para estudos mais robustos da massa de nossa galáxia.

Adaptado de How Do You Weigh a Galaxy?, escrito por Haley Wahl.

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