Il profilo di metallicità integrato della Via Lattea

Nature Astronomy volume 7, pagine 951–958 (2023) Citare questo articolo

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I profili di abbondanza degli elementi pesanti delle galassie impongono vincoli stringenti sulla crescita delle galassie e sulla storia dell’assemblaggio. Poiché la Via Lattea è attualmente l’unica galassia a spirale in cui possiamo misurare le abbondanze chimiche temporaneamente risolte, ciò consente di comprendere meglio l’origine dei gradienti di metallicità e la loro correlazione con la storia di crescita delle galassie. Tuttavia, fino ad ora, questi profili di abbondanza non sono stati tradotti nelle misurazioni di luce integrata necessarie per confrontare la Via Lattea con la popolazione generale delle galassie. Qui riportiamo la misurazione del profilo di metallicita' stellare leggero e integrato della nostra Galassia. Troviamo che il profilo di metallicità stellare integrato della Via Lattea ha una forma spezzata simile a ∧, con un gradiente leggermente positivo all'interno di un raggio galattocentrico di 7 kpc e un ripido gradiente negativo all'esterno. Questo profilo metallico integrato e rotto della Via Lattea non è unico, ma non è comune tra le galassie di formazione stellare di massa della Via Lattea osservate nell’indagine MaNGA e simulate nella simulazione cosmologica TNG50. I nostri risultati suggeriscono che la Via Lattea potrebbe non avere una distribuzione di metallicità tipica per una galassia della sua massa, e quindi offre preziose informazioni sulla ricca varietà di processi di arricchimento delle galassie.

La nostra galassia natale, la Via Lattea, fornisce vincoli unici e rigorosi alla formazione e all’evoluzione delle galassie a causa delle osservazioni dettagliate e temporalmente risolte che possiamo ottenere dalle singole stelle. Tuttavia, le proprietà integrate della Via Lattea sono poco conosciute, e questo limita un’analisi comparativa dettagliata delle proprietà della Via Lattea nel contesto della popolazione generale della galassia, per la stragrande maggioranza della quale sono misurabili solo le proprietà integrate.

Con il recente avvento di massicce indagini spettroscopiche, che stanno mappando milioni di stelle in tutta la Galassia, stanno diventando possibili misurazioni dirette delle proprietà integrate della popolazione stellare (ad esempio, le abbondanze elementari) della Via Lattea. In questo lavoro, presentiamo la misurazione del profilo radiale integrato di metallicita' stellare della nostra Galassia, tenendo conto attentamente della funzione di selezione dei dati, ed effettuiamo un confronto diretto con altre galassie di massa simile e con formazione stellare sia nell'Universo locale che in altre galassie. simulazioni cosmologiche della formazione delle galassie.

Determiniamo la metallicita' stellare integrata (tracciata dall'abbondanza di ferro come definita da \([{\rm{Fe}}/{\rm{H}}]=\log \left(\frac{{N}_{\ rm{Fe}}/{N}_{\rm{H}}}{\rm{N}_{{\rm{Fe}}_{\odot }}/{N}_{\rm{H} _{\odot }}}\right)\), dove NFe/NH è il rapporto numerico tra ferro e idrogeno in una data stella e NFe⊙/NH⊙ è quel rapporto nel Sole) profili da 2 a 15 kpc della La Via Lattea utilizzando abbondanze chimiche, età e distanze di singole stelle derivate da spettri osservati con APOGEE1 e dati astrometrici da Gaia2. Trasformiamo le osservazioni da un campione di stelle prese di mira all'intera popolazione stellare intrinseca, correggendo separatamente la funzione di selezione del sondaggio per stelle di diversa abbondanza. La distribuzione della densità di luminosità ottenuta delle popolazioni intrinseche di diverse abbondanze viene quindi utilizzata per calcolare la metallicità stellare media ponderata in base alla luce (Metodi).

Considerando le stelle di tutte le età, la metallicità stellare integrata e leggera della Via Lattea è complessivamente subsolare. Il profilo radiale della metallicità stellare integrata mostra una rottura a 6,9 ± 0,6 kpc, con una pendenza positiva di 0,031 ± 0,010 dex kpc−1 all'interno del raggio di rottura e una pendenza negativa di −0,052 ± 0,008 dex kpc−1 oltre esso (Fig. .1 e Metodi). Questa rottura, tuttavia, non si osserva nei profili di metallicità delle popolazioni mono-età, che sono piatti nel range della vecchiaia, o ripidi e negativi nelle popolazioni stellari più giovani. Il forte gradiente delle popolazioni giovani è coerente con le osservazioni di giovani stelle e regioni H ii nella Via Lattea3,4,5,6,7,8,9. La frazione della luminosità totale nella vecchia popolazione stellare (8-12 Gyr), povera di metalli, diminuisce con il raggio, mentre è vero il contrario per le popolazioni più giovani e più ricche di metalli. Ciò è coerente con la struttura più radialmente compatta, ovvero con una scala di lunghezza inferiore, della vecchia popolazione10,11. Questo contributo radialmente variabile delle popolazioni stellari vecchie, povere di metalli, rispetto a quelle giovani e ricche di metalli nel disco, dà origine alla pendenza positiva del profilo di metallicità nella Galassia interna12. Per lo stesso motivo, la pendenza negativa nella Galassia esterna riflette il gradiente delle popolazioni giovani e di età intermedia che dominano a raggi più ampi. Questi risultati suggeriscono un’interessante connessione tra il profilo integrato di metallicità stellare e l’evoluzione strutturale della Via Lattea.