The structure and stellar population of the nuclear bulge of the Milky Way
- Autores: Francisco Nogueras Lara
- Directores de la Tesis: Rainer Schödel (dir. tes.), Antonio Alberdi Odriozola (codir. tes.)
- Lectura: En la Universidad de Granada ( España ) en 2019
- Idioma: inglés
- ISBN: 9788411171625
- Número de páginas: 301
- Tribunal Calificador de la Tesis: José Manuel Vilchez Medina (presid.), Almudena Zurita Muñoz (secret.), Mathias Schultheis (voc.), Koraljka Muzic (voc.), Miriam García García (voc.)
- Programa de doctorado: Programa de Doctorado en Física y Ciencias del Espacio por la Universidad de Granada
- Materias:
- Enlaces
- Tesis en acceso abierto en: DIGIBUG
- Resumen
El centro de la Vía Láctea constituye un objetivo fundamental para la astrofísica, puesto que es el núcleo galáctico más cercano (∼ 8 kpc desde la Tierra) y el único donde es posible estudiar las estrellas individuales con alta resolución angular. Es un entorno extremo caracterizado por condiciones límite como: densidades estelares muy elevadas (∼ 105−7 pc−3, Launhardt et al., 2002; Schödel et al., 2007, 2018), un campo de marea tan intenso que incluso los cúmulos jóvenes y masivos se disuelven en menos de 10 Myr entre la población estelar circundante (Portegies Zwart et al., 2002), alta turbulencia y temperatura del medio interestelar, un fuerte campo magnético (Crocker, 2012), y una intensa radiación ultravioleta (Launhardt et al., 2002). A pesar de estas condiciones, o precisamente debido a ellas, el centro Galáctico (CG) es el entorno estelar más prolífico en nuestra galaxia para la formación de estrellas masivas (Mauerhan et al., 2010b; Schödel et al., 2007; Yusef-Zadeh et al., 2009). Además, su centro está ocupado por un agujero negro supermasivo, SgrA*. Por lo tanto, es un laboratorio único para mejorar nuestro conocimiento sobre las regiones internas de las galaxias. Sin embargo, a pesar de su extraordinaria importancia, solo ∼ 1 % de su área total ha sido estudiada con la suficiente resolución angular y cobertura en diferentes longitudes de onda para analizar su estructura y población estelar. Además, la alta extinción (y su fuerte variación en escalas de segundos de arco) y la extrema densidad de fuentes de las regiones centrales de la Vía Láctea, constituyen serios obstáculos para su estudio. De esta forma, todos los catálogos existentes que contienen el CG (2MASS, UKIDSS, VVV, SIRIUS) fracasan al cubrir este área en detalle.
El objetivo fundamental de esta tesis es contribuir a la mejora del estado del arte, para permitir un estudio detallado de la población estelar del bulbo nuclear de la Vía Láctea. Para ello, hemos desarrollado un nuevo catálogo, GALACTICNUCLEUS, durante esta tesis doctoral. Este catálogo se caracteriza por estar diseñado especialmente para la observación del CG en el infrarrojo cercano (bandas JHKs) con alta resolución angular. Los datos fueron tomados con el instrumento HAWK-I situado en el UT4 del VLT (ESO, Paranal-Chile). En esta disertación, se trata detalladamente el proceso completo desde la elaboración de la estrategia de observación hasta la primera publicación de los datos del catálogo. El desarrollo de un procedimiento para la reducción de los datos (altamente no estándar) y el análisis de los mismos para obtener fotometría y astrometría precisas constituyen una parte fundamental de la tesis. Para conseguir la resolución angular necesaria para analizar la población estelar del CG, utilizamos la técnica de holografía descrita en Schödel et al. (2013), que ha sido optimizada para campos con altas densidades estelares. Para comprobar la calidad de los datos, llevamos a cabo una comparación de GALACTICNUCLEUS con los mejores catálogos existentes hasta la fecha para el CG: VVV, SIRIUS y NICMOS (HST).
Nuestro catálogo cubre una región total de ∼ 0.3º (∼ 6000 pc2) localizados en el bulbo nuclear, el bulbo interno galáctico y la región de transición entre ellos. Se obtiene fotometría precisa, JHKs, para ∼ 3.3 × 106 de estrellas de las cuales se detecta un 20% en J, un 65% en H y un 90% en Ks. GALACTICNUCLEUS alcanza un límite de detección de 5σ para J∼22 mag, H∼21mag y Ks ∼21mag. Las incertidumbres son menores de 0.05 mag para J ∼ 21 mag, H ∼ 19 mag y Ks ∼ 18 mag. Las incertidumbres del punto cero son ≲ 0.04 mag para las tres bandas.
Como resultado principal del catálogo, se muestran y explican los diagramas color-magnitud obtenidos para las diferentes regiones analizadas. En ellos se distingue claramente la población estelar que pertenece al camino desde la Tierra al CG (principalmente tres brazos espirales que se atraviesan en la línea de visión), la acumulación de la rama asintótica gigante (AGBB, por sus siglas en inglés), la post-secuencia principal, la rama ascendente gigante, el llamado "red clump" y la acumulación de estrellas de la rama gigante roja (RGBB, ver, e.g., Cassisi & Salaris, 1997; Nataf et al., 2014; Nogueras-Lara et al., 2018b; Salaris et al., 2002). También se observa claramente el efecto de la fuerte y altamente variable extinción hacia el CG.
Utilizando los datos de alta resolución de GALACTICNUCLEUS, estudiamos la curva de extinción hacia el CG en el rango infrarrojo cercano. Generalmente se acepta que la extinción se comporta como una ley potencial en el infrarrojo cercano. En la disertación se discuten nuestros resultados obtenidos a partir del campo central del catálogo, donde analizamos el índice de extinción utilizando varios métodos independientes basados en estrellas "red clump" y en estrellas cuyo tipo ha sido identificado previamente. Obtenemos un índice de extinción α = 2.30 ± 0.08. Además, creamos y publicamos mapas de extinción para corregir la extinción diferencial en las regiones estudiadas (Nogueras-Lara et al., 2018a). A continuación, utilizamos la región central del bulbo nuclear (combinando los 14 campos centrales de GALACTICNUCLEUS) para analizar en detalle la variación del índice de extinción con la línea de visión y su dependencia con la extinción y la longitud de onda. No encontramos ninguna variabilidad significativa con la línea de visión o la extinción dentro de las incertidumbres experimentales. Sin embargo, obtenemos una variación del índice de extinción en función de la longitud de onda considerada. Esta variación es de ∆α = 0.20 ± 0.05 entre los índices de extinción αJH y αHKs . Por lo tanto, la aproximación de ley de potencias individual podría ser constituir una sobre simplificación. Esta dependencia del índice de extinción con la longitude de onda en el infrarrojo cercano puede explicar los valores discrepantes obtenidos en la bibliografía reciente. También se obtienen los valores concretos αJH = 2.43 ± 0.03 y αHKs=2.23±0.03. Es importante notar que pequeñas diferencias en el valor α (∼ 10 − 15%) pueden originar errores en la extinción absoluta de ∼ 0.3 mag, lo que puede ocasionar estimaciones incorrectas de las distancias basadas en el módulo de las distancias (∼ 1 kpc (Matsunaga et al., 2016) a la distancia del CG). Por lo tanto, nuestros resultados podrían cambiar la visión que se tiene actualmente de la región más interna de la Vía Láctea.
Una vez caracterizada la curva de extinción, procedemos a estudiar la estructura y la población estelar del bulbo nuclear galáctico. En primer lugar, se presenta el análisis de la población estelar de la región más interna utilizando el campo central de GALACTICNUCLEUS. Estimamos que la mayoría de estrellas presentan metalicidades de solar a super-solar comparando diagramas color-magnitud corregidos de extinción con isocronas de diferentes metalicidades y un modelo sintético con formación estelar constante. Posteriormente, extendemos nuestro análisis estudiando la historia de formación estelar del bulbo nuclear utilizando la fotometría en banda Ks para construir una función de luminosidad desenrojecida. Ajustándola con modelos teóricos (BaSTI y MIST) se obtiene que la formación estelar no es continua en esta región, tal y como se creía con anterioridad a nuestro estudio. Nuestros resultados contradicen el paradigma previamente aceptado y apuntan hacia una población estelar principalmente vieja (∼ 90 % de las estrellas son >8 Gyr). Tras este periodo inicial de formación estelar, no se formaron apenas estrellas hasta un fuerte evento de formación estelar que tuvo lugar hace ≲ 1 Gyr. En este evento se formó un ∼ 5 % de la masa total de las estrellas del bulbo nuclear, en el que puede haber sido uno de los eventos más energéticos de la historia de la Vía Láctea. La formación estelar continuó a un nivel inferior, creándose ∼ 1 − 2 % de su masa total en los pasados ∼ 500 Myr, con un incremento significativo hace aproximadamente 30 Myr de acuerdo con trabajos anteriores (Matsunaga et al., 2011).
Finalmente, comparamos la historia de formación estelar en el bulbo nuclear con la de las regiones más internas del bulbo galáctico (observadas por GALACTICNUCLEUS). Analizando la función de luminosidad en la banda Ks, identificamos el RGBB. Ajustando los datos experimentales con modelos teóricos, concluimos que la población estelar es vieja (∼ 12 Gyr) y rica en metales (alrededor del doble de la metalicidad solar). Por otra parte, también analizamos la curva de extinción en el infrarrojo cercano en las regiones internas del bulbo, encontrando que el índice de extinción es compatible con los resultados obtenidos previamente para el bulbo nuclear. Por último, también analizamos el gradiente de metalicidad en el bulbo y concluimos que hay una interrupción (o menor tendencia) del crecimiento de la metalicidad hacia el CG, de acuerdo con el trabajo realizado por Rich et al. (2007).
Referencias:
Cassisi, S. & Salaris, M. 1997, MNRAS, 285, 593 Crocker, R. M. 2012, MNRAS, 423, 3512 Girardi, L. 2016, ARA&A, 54, 95 Launhardt, R., Zylka, R., & Mezger, P. G. 2002, A&A, 384, 112 Matsunaga, N., Feast, M. W., Bono, G., et al. 2016, MNRAS, 462, 414 Matsunaga, N., Kawadu, T., Nishiyama, S., et al. 2011, Nature, 477, 188 Mauerhan, J. C., Muno, M. P., Morris, M. R., Stolovy, S. R., & Cotera, A. 2010, ApJ, 710, 706 Morris, M. & Serabyn, E. 1996, ARA&A, 34, 645 Nataf, D. M., Cassisi, S., & Athanassoula, E. 2014, MNRAS, 442, 2075 Nogueras-Lara, F., Gallego-Calvente, A. T., Dong, H., et al. 2018a, A&A, 610, A83 Nogueras-Lara, F., Schödel, R., Dong, H., et al. 2018b, A&A, 620, A83 Portegies Zwart, S. F., Makino, J., McMillan, S. L. W., & Hut, P. 2002, ApJ, 565, 265 Rich, R. M., Origlia, L., & Valenti, E. 2007, ApJ, 665, L119 Salaris, M., Cassisi, S., & Weiss, A. 2002, PASP, 114, 375 Schödel, R., Eckart, A., Alexander, T., et al. 2007, A&A, 469, 125 Schödel, R., Gallego-Cano, E., Dong, H., et al. 2018, A&A, 609, A27 Schödel, R., Yelda, S., Ghez, A., et al. 2013, MNRAS, 429, 1367 Yusef-Zadeh, F., Hewitt, J. W., Arendt, R. G., et al. 2009, ApJ, 702, 178
