Estruturas do disco da Via Láctea como uma memória de seu passado turbulento

• Processo: 24/16510-2
• Modalidade de apoio: Bolsas no Brasil - Doutorado Direto
• Data de Início da vigência: 01 de novembro de 2024
• Data de Término da vigência: 31 de outubro de 2027
• Área de conhecimento: Ciências Exatas e da Terra - Astronomia - Astrofísica Estelar
• Pesquisador responsável: Silvia Cristina Fernandes Rossi
• Beneficiário: Lais Borbolato Soares
• Instituição Sede: Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG). Universidade de São Paulo (USP). São Paulo , SP, Brasil
• Vinculado ao auxílio: 20/15245-2 - Espectrógrafo multi-objeto (MOSAIC) para o extremely large telescope: espectroscopia de populações estelares na via láctea e em galáxias, AP.ESP
• Assunto(s): Cinemática Composição química Populações estelares
• Palavra(s)-Chave do Pesquisador: cinematica | composição química | populacoes estelares | Via Láctea | Arqueologia Galáctica

Resumo

A Via Láctea (MW) historicamente serviu como um modelo para entender a formação e evolução de galáxias de disco em geral. Combinar dados astrométricos da missão Gaia e pesquisas espectroscópicas e fotométricas nos permitiu mapear toda a história da nossa Galáxia, desde uma turbulenta proto-MW até a espiral barrada que vemos hoje. Essa história foi composta por vários eventos de fusão com galáxias anãs satélites que deixaram cicatrizes no disco e halo da Galáxia. Essas cicatrizes são geralmente formadas por populações estelares acretadas ou afetadas quimiodinamicamente por essas interações. Com o advento de novos bancos de dados que fornecem composição química e cinemática para milhões de objetos na MW, podemos identificar essas populações estelares e mapear as consequências deixadas por esses eventos, buscando juntar as peças do quebra-cabeça de como as estruturas se formaram e evoluíram em nossa Galáxia. Nesta tese, estamos particularmente interessados no disco da MW.O disco da nossa Galáxia é uma estrutura complexa formada por duas populações principais: os discos fino e espesso. Esses dois componentes apresentam diferenças espaciais, químicas e cinemáticas, indicando histórias de formação distintas. Além disso, as últimas duas décadas foram repletas de descobertas de subestruturas presentes por todo o disco, conhecidas como superdensidades estelares. Essas estruturas consistem em regiões de maior densidade estelar quando comparadas ao entorno, que têm sido associadas a perturbações geradas pela passagem de galáxias satélites durante o processo de fusão. Isso mostra como esses eventos impactam a construção e evolução das galáxias em geral. Na MW, em particular, podemos usar essas regiões como importantes fontes de estudo para entender como essas fusões ocorrem e quais as consequências para a estrutura da Galáxia.A maioria das galáxias satélites perturbadas são de baixa massa e causam impactos mais localizados no disco. No entanto, há evidências de que os tempos iniciais da MW também foram povoados pelas chamadas grandes fusões, que causaram perturbações mais drásticas e decisivas na Galáxia. A última grande fusão é datada de aproximadamente 9-11 bilhões de anos atrás, conhecida como Gaia-Salsicha/Enceladus (GSE), coincidindo com a época da formação do disco MW. Acredita-se que ela tenha desempenhado um papel fundamental na criação da dicotomia entre discos fino e espesso. Inicialmente, com poucas medições de idade para estrelas MW, estudos anteriores notaram que a idade média do disco espesso era muito maior do que a do disco fino, o que poderia indicar uma formação sequencial. Para explicar as diferentes características químicas, cinemáticas e de idade entre os discos, foi proposto um modelo em que a GSE seria responsável por injetar gás na Galáxia e desencadear a formação do disco fino, conseguindo explicar os dados observacionais e as poucas estimativas de idade. No entanto, o advento da era Gaia permitiu que idades fossem medidas para milhares de estrelas no disco MW, revelando uma população do disco fino com idades mais antigas que a fusão, ou seja, um cenário de co-formação entre os discos nos primeiros tempos da Galáxia. Isso contradizia os cenários mais aceitos e iniciava uma nova era de busca por explicações sobre como os discos fino e espesso se formaram.Neste contexto, pretendemos usar uma combinação de dados espectroscópicos, astrométricos e de idades para estudar como a dicotomia entre discos fino e espesso foi formada, e como o cenário de fusão de MW impacta diretamente esse processo. Além disso, pretendemos usar dados simulados para entender melhor os mecanismos envolvidos nesses processos, buscando reproduzir nossos resultados observacionais. Ao final deste projeto, pretendemos publicar quatro artigos em periódicos de alto impacto.