Título do artigo: Birth of the Galactic Disk Revealed by the H3 Survey
Autores: Charlie Conroy, David H. Weinberg, Rohan P. Naidu, Tobias Buck, James W. Johnson, Phillip Cargile, Ana Bonaca, Nelson Caldwell, Vedant Chandra, Jiwon Jesse Han, Benjamin D. Johnson, Joshua S. Speagle, Yuan-Sen Ting, Turner Woody, Dennis Zaritsky
Instituição do primeiro autor: Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Cambridge, EUA
Status: Submetido ao ApJ
A Via Láctea tem uma história confusa. Em seus mais de 13 bilhões de anos de vida, experimentou vários estágios de evolução – formação de estrelas, acreção de galáxias anãs, mudanças estruturais – e as coisas só ficarão mais confusas no futuro (por exemplo, a Via Láctea é projetada para colidir com Andrômeda dentro do próximos 4,5 bilhões de anos). Compreender o interessante passado da Via Láctea é importante não apenas para entender a evolução estrutural e química da Via Láctea, mas também para informar a evolução das galáxias espirais além da nossa.
Uma maneira de estudar a história evolutiva da Via Láctea é observar seu estado atual e procurar pistas sobre seu passado. As estrelas são ótimas ferramentas para esse fim. Embora as estrelas representem apenas cerca de 4% da massa da Via Láctea (o resto está na matéria escura, gás e poeira), elas são únicas porque carregam a marca do passado da Via Láctea em sua química atual e características orbitais. Alguns astrônomos gostam de chamar as estrelas de “cápsulas do tempo” do cosmos por esse motivo.
Os autores de hoje usam a química e as características orbitais das estrelas da Via Láctea para identificar um período de transição na história da nossa Galáxia durante o qual a Via Láctea passou de “fermentar” para “ferver” e cozinhou o disco da Via Láctea.
Primeiro passo: selecione estrelas in situ
O principal objetivo do trabalho de hoje é encontrar pistas sobre o passado da Via Láctea estudando o comportamento das estrelas nascidas dentro da Via Láctea (in situ). Os autores extraem dos levantamentos espectroscópicos H3 e astrométricos de Gaia para criar sua amostra de estrelas da Via Láctea com dados químicos e cinemáticos. Como os autores querem apenas estrelas in situ, eles devem filtrar todas as estrelas que provavelmente foram agregadas pela Via Láctea. Para fazer isso, os autores aplicam cortes nos dados da pesquisa, selecionando apenas estrelas que estão em órbitas relativamente circulares (excentricidade < 0,8), prógradas (em oposição às órbitas retrógradas, que vão contra a tendência rotacional da Via Láctea). A ideia aqui é que as estrelas agregadas tendem a ter características orbitais que são fisicamente caóticas e não obedecem à tendência geral das estrelas da Via Láctea.
Uma vez que os autores extraíram sua população estelar in situ, eles partiram para analisar sua amostra e ver o que podem aprender sobre a história evolutiva da Via Láctea. Eles primeiro determinam as idades de suas estrelas usando ajuste de isócronas. Eles recuperam a tendência esperada entre a abundância de ferro ([Fe/H], também às vezes chamado de metalicidade) e a idade (Figura 1), onde estrelas mais jovens têm [Fe/H] mais altas e estrelas mais velhas têm [Fe/H] mais baixas. Essa tendência é esperada porque, à medida que a Via Láctea envelhece, torna-se mais rica em metais. Este é um efeito da nucleossíntese estelar: as estrelas geralmente criam metais fundindo elementos mais leves em mais pesados, e quando as estrelas morrem (seja como supernovas ou nebulosas planetárias), elas liberam sua produção nucleossintética no meio interestelar. Novas estrelas nascem desse material rico em metais, e o ciclo continua. Por esta razão, quando olhamos para a Figura 1, faz sentido que as estrelas mais jovens tenham maior abundância de ferro.
Etapa dois: polvilhe estrelas no diagrama de Tinsley-Wallerstein
Em seguida, os autores plotam sua amostra de estrelas in situ no diagrama de Tinsley-Wallerstein, que compara a abundância de vários elementos α em uma estrela em relação ao ferro ([α/Fe]) com sua abundancia em ferro, onde os elementos α incluem O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti. O diagrama de Tinsley-Wallerstein é uma ferramenta popular para estudar a história da formação estelar de uma população estelar selecionada. Ele funciona analisando as diferentes escalas de tempo em que o ferro e os elementos α são criados e liberados no meio interestelar. O ferro tem duas fontes principais de criação: as mortes de estrelas massivas (chamadas de colapso do núcleo ou supernovas Tipo II) e as explosões de anãs brancas em sistemas binários (chamadas supernovas Tipo 1a). Em outras palavras, cada vez que um desses eventos ocorre em nossa galáxia, o conteúdo galáctico de ferro aumenta. É por isso que vemos a correlação entre a idade estelar e o conteúdo de ferro na Figura 1. Ao contrário do ferro, os elementos α são criados exclusivamente em estrelas massivas moribundas. Os elementos α são liberados no meio interestelar em escalas de tempo rápidas porque as estrelas de alta massa têm vida curta. O ferro, por outro lado, tem uma liberação mais constante no meio interestelar porque vem tanto de estrelas massivas moribundas quanto de anãs brancas explosivas, que são de baixa massa e, portanto, de vida longa.
Se juntarmos tudo isso, podemos concluir que no início da vida da Via Láctea, quando as estrelas estavam apenas sendo formadas, o conteudo geral de ferro era baixo. Quando as estrelas mais massivas começaram a morrer, o conteúdo galáctico de ferro e os elementos α começaram a aumentar. Eventualmente, quando as estrelas de menor massa alcançaram e começaram a morrer também, sua produção de ferro diluiu o conteúdo α do meio interestelar e, assim, reduziu a proporção α para ferro de nossa galáxia.
Isso é exatamente o que os autores de hoje veem quando traçam suas estrelas no diagrama de Tinsley-Wallerstein (Figura 2). Suas estrelas se dividem em duas populações principais: a população de alto α e baixo teor de ferro e a população de baixo α e alto teor de ferro, como esperado. No entanto, o que é particularmente interessante é o comportamento de suas estrelas na interseção (também chamada de ‘joelho’) das duas populações. O ‘joelho’ do diagrama não é tão simples quanto o esperado. Os autores observam uma forte inclinação negativa em [Fe/H] < -1,3, seguida por uma curva peculiar em torno de [Fe/H] ~ -1,3.
Um aumento na formação de estrelas quando a galáxia tinha ~ 1 bilhão de anos
O que o comportamento de suas estrelas no diagrama de Tinsley-Wallerstein nos diz? A forte inclinação negativa onde [Fe/H] < -1,3 sugere que a taxa de formação de estrelas galácticas foi lenta durante este período de tempo, com os elementos α inicialmente produzidos por estrelas massivas moribundas sendo constantemente compensados pelo aumento atrasado do ferro pela morte de estrelas de baixa massa. Em [Fe/H] ~ -1,3, há um aumento repentino nos elementos α na Galáxia em relação ao ferro. Como os elementos α traçam a morte de estrelas massivas, isso significa que a Galáxia experimentou uma súbita explosão de formação de estrelas nesta época. Curiosamente, os autores descobriram que as estrelas criadas durante e após essa explosão estelar (ou seja, [Fe/H] >= 1,3) têm cinemática menos caótica do que as estrelas criadas antes dela (ou seja, [Fe/H] < 1,3).
Se juntarmos tudo isso, podemos inferir que nossa Via Láctea era letárgica nos primeiros tempos, formando estrelas em um ritmo lento. De repente, uma vez que o teor de ferro galáctico atingiu [Fe/H] ~ -1,3, a Via Láctea se animou, formando estrelas em um ritmo rápido. As estrelas nascidas além desta explosão de formação estelar exibem uma cinemática mais calma, o que se espera de estrelas no disco. Podemos, assim, deduzir que a maior parte das estrelas do disco que observamos hoje foram criadas durante e além desse evento de explosão estelar. Os autores denotam essas duas fases (pré e pós-explosão estelar) como as fases de “fermentação” e “fervura” da Via Láctea, e estimam que essa transição provavelmente ocorreu há aproximadamente 13 Gyrs. Os autores confirmam isso comparando seus dados com modelos de evolução química galáctica (Figura 3).
O que aconteceu em [Fe/H] ~ -1,3 para desencadear essa intensa formação estelar em nossa galáxia e, assim, o nascimento do disco galáctico? Ninguém sabe ao certo. É possível que uma grande fusão com outra protogaláxia possa ter aumentado o suprimento de gás galáctico e desencadeado a formação de novas estrelas. Também é possível que a Galáxia simplesmente tenha ingerido gás suficiente do meio intergaláctico para finalmente começar a formar estrelas de forma eficiente. O que sabemos com certeza, porém, é que a Via Láctea teve uma história evolutiva confusa, e suas estrelas continuam a revelar novos segredos sobre o passado interessante de nossa galáxia.
Adaptado da postagem original do astrobites “Written in the Stars: the Moment our Galaxy Began Boiling“, de Catherine Manea.
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