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Authors
Advisor(s)
Abstract(s)
To understand how galaxies evolve, it is crucial to track their morphological changes and identify
the underlying mechanisms that drive them. Of particular interest to parameterize the disk, is the scale
height of the vertical distribution of objects, above and below the Galactic plane, describes the thickness
of the disk.
Although the study of thickness of the disk can be made with different objects (e.g stars), open
clusters are often used as disk probes due to the precision with which their distances and ages can be determined, making them key astrophysical objects for studying the morphological changes and evolution
of our Galaxy. The scale height of the spatial distribution of open clusters in the Milky Way exhibits
a well known increase with age. This increase is usually attributed, in a vague way, to disc heating
mechanisms similar to those that act on individual stars or that the disk was thicker in the past. In this
work, we address the evolution of the scale height of open clusters from a different angle, as an effect
of the disruption of clusters due to disc phenomena such as encounters with giant molecular clouds. We
present a dynamical model that follows the orbits of open clusters and includes their disruption due to
interactions with the disc and mass loss due to stellar evolution and evaporation.
The results show that the proposed model is a viable mechanism to explain the evolution of the scale
height of open clusters. Additionally, the model is also able to predict the total number of open clusters
that survive with age, indicating that the timescale of the disruption is being successfully reproduced. We
identify additional features that can be added in the future to improve the model, namely mass dependent
disruption by giant molecular clouds and initial cluster velocities.
As galáxias são os blocos fundamentais que constituem o Universo. Para compreender a evolução das galáxias, é essencial identificar as suas mudanças morfológicas e os mecanismos responsáveis por essas transformações. O estudo da Via Láctea é crucial visto que é a única galáxia que podemos observar e identificar estruturas com grande detalhe. A Via Láctea é classificada como uma galáxia espiral com uma barra central e exibe 3 estruturas principais: o disco Galáctico, o bojo central e o halo. O disco apresenta propriedades essenciais que fornecem informações valiosas sobre a estrutura e evolução da Galáxia. Uma destas propriedades, é a espessura do disco, tipicamente descrita pela escala de altura da distribuição de objetos acima e abaixo do plano Galáctico. A escala de altura é um parâmetro fundamental que descreve como a densidade de objetos varia verticalmente com a distância ao plano Galáctico. Diferentes populações de objetos apresentam diferentes escalas de altura como consequência das diferenças na dinâmica de cada tipo de população. Apesar do estudo da evolução da escala de altura poder ser feito com diferentes populações (por exemplo estrelas), os aglomerados abertos de estrelas (AA) oferecem vantagens significativas do ponto de vista observacional. Isso deve-se à precisão com que é possível derivar os seus parâmetros fundamentais. As estatísticas melhoradas surgem não só pelo fato de os AA serem grupos de estrelas em vez de fontes individuais, mas também devido aos membros dos aglomerados exibirem uma estrutura/sequência bem definida em diagramas fotométricos. Modelos teóricos de evolução estelar preveem, para uma dada idade, a distribuição dos membros do aglomerado em diagramas fotométricos, permitindo inferir idades, distâncias, metalicidades e velocidades. No entanto, existem também algumas dificuldades associadas ao uso de AA para estudar a Via Láctea. Isso está principalmente relacionado com a dificuldade em identificar AA em campos de visão onde existem muita contaminação de outras fontes luminosas e/ou absorção. Tais dificuldades resultam num efeito de seleção contra AA pouco povoados ou menos luminosos. Estudos anteriores identificaram que a escala de altura dos AA aumenta com a idade da amostra considerada. O aumento é geralmente atribuído, de maneira vaga, a mecanismos de aquecimento do disco semelhantes aos que atuam em estrelas individuais ou à ideia de que o disco teria sido mais espesso no passado. No entanto, estas hipóteses não têm em consideração que AA têm estruturas internas e podem ser disrompidos por mecanismos relacionados com a dinâmica interna ou externa dos AA. Tendo em conta que existem fortes evidências de que encontros com nuvens moleculares gigantes são o principal mecanismo responsável por disromper AA na vizinhança solar, abordamos a evolução da escala de altura dos AA de uma perspetiva diferente: o aumento da escala de altura da população de AA com a idade pode ser consequência de uma disrupção mais intensa próxima do plano galáctico devido a fenómenos no disco, como os encontros com nuvens moleculares gigantes. Os AA formados a maiores distâncias do plano galáctico têm probabilidade de sobreviver mais tempo, não só porque passam a maior parte das suas vidas a maiores distâncias do plano, mas também porque o atravessam com velocidades maiores. Com o passar do tempo, a distribuição é gradualmente aparada em alturas mais baixas, resultando no aparente aumento da escala de altura. Para testar a nossa hipótese, desenvolvemos um modelo computacional que forma AA com diferentes massas iniciais e segue as suas órbitas enquanto os sujeita a diferentes mecanismos de disrupção. O modelo inclui perda de massa devido à evolução estelar e dinâmica, e encontros com nuvens moleculares gigantes, onde a probabilidade dos encontros depende das posições verticais dos AA. Para configurar o modelo e estudar o aumento da escala de altura dos AA, usamos como referência um catálogo observacional de AA. Analisamos o catálogo, dividindo-o em diferentes grupos de idade: idades inferiores a 200 milhões de anos, entre 200 a 500 milhões de anos, entre 500 a 1000 milhões de anos e idades superiores a 1000 milhões de anos. Observamos que, em concordância com outros estudos presentes na literatura, a escala de altura aumenta com a idade. Argumentamos também que é muito provável que a amostra observacional esteja incompleta. O número observado de AA diminui, quase simetricamente, com a distância heliocêntrica. Exploramos estes efeitos de incompletude dividindo o catálogo observacional em cortes cilíndricos de diferentes distâncias heliocêntricas: 1000, 1750 e 2500 pc. Verificamos que estruturas locais (braço de Orion) contribuem significativamente para a distribuição vertical de aglomerados no corte de 1000 pc. Além disso, o número de aglomerados com idades superiores a 1000 milhões de anos é muito reduzido para esse corte cilíndrico. Por outro lado, o corte 2500 pc parece estar bastante incompleto. Como tal, acreditamos que o corte de 1750 pc encontra o melhor balanço entre as desvantagens da incompletude da amostra e as vantagens de ter um número apreciável de aglomerados nos diferentes grupos de idade, assegurando significância estatística. Decidimos também, limitar a idade da amostra até 2000 milhões de anos. Esta decisão deve-se ao número reduzido de aglomerados com idades superiores a 2000 milhões de anos. Remove-se um total de 6 AA. Isto permite-nos reduzir substancialmente o tempo de cada simulação. Para garantir uma comparação mais rigorosa entre os resultados do modelo e o catálogo observacional, utilizamos métodos estatísticos para formar aglomerados com uma distribuição espacial comparável à dos dados observacionais. As órbitas de cada AA são integradas de acordo com o potencial da Via-Láctea. Em primeira abordagem, consideramos que a dispersão de velocidades inicial é nula, isto é, os AA são deixados cair no potencial. Incluímos também uma função de massa inicial que descreve a distribuição de massas dos AA no momento em que são formados. O modelo computacional apresenta quatro parâmetros livres que necessitam de ser ajustados: a escala de altura de nascimento dos AA, responsável por regular a distribuição inicial de alturas dos AA; a escala de altura efetiva da disrupção dos aglomerados, responsável por regular a probabilidade dos AA encontrarem uma nuvem molecular gigante dependendo das suas posições verticais; um fator de escala que controla a probabilidade generalizada de haver encontros com nuvens moleculares gigantes; um fator de escala que regula o tempo de disrupção por evolução estelar e dinâmica. Apesar de não conhecermos na íntegra o impacto dos efeitos da incompletude na inferência dos parâmetros do modelo, descobrimos que, com uma combinação adequada de parâmetros e com valores realistas, é possível reproduzir a evolução da escala de altura dos AA até 1000 milhões de anos com excelente concordância. Para AA com idades entre 1000 a 2000 milhões de anos, surge alguma discrepância entre a distribuição prevista pelo modelo e as observações. No entanto, os resultados mantêm-se dentro das barras de erro das observações. Tal discrepância poderá estar relacionada com os efeitos de incompletude ou com a simplicidade do modelo como iremos discutir a seguir. O modelo também é capaz de replicar o número total de AA que sobrevivem com a idade. Isto é possível devido à implementação da função inicial de massa dos AA e aos efeitos de disrupção causados pela evolução estelar e dinâmica, que dissolvem gradualmente os AA independentemente das suas alturas, preservando a evolução da escala de altura. Embora o modelo seja bem sucedido, existe margem para melhorias. A dispersão inicial de velocidades dos AA impacta a distribuição espacial e a dinâmica geral dos AA. Portanto, para construir um modelo mais realista capaz de descrever a cinemática da população de AA e a dinâmica da galáxia, devemos incluir velocidades iniciais. Isso já é possível, uma vez que o Gaia fornece movimentos próprios e velocidades radiais. Além disso, o modelo considera que os AA são completamente disrompidos apenas com um encontro com uma nuvem molecular gigante. Embora isso possa ser verdade para AA com baixas massas, é possível que os mais massivos sobrevivam. Portanto, poderá ser interessante explorar como outras propriedades intrínsecas dos AA, como massa e raio, podem influenciar os resultados e corrigir possíveis discrepâncias na distribuição vertical prevista para AA com idades superiores a 1000 milhões de anos. Isso permitir-nos-á comparar a distribuição de massa prevista pelo modelo com as observações e construir um modelo mais rigoroso e realista.
As galáxias são os blocos fundamentais que constituem o Universo. Para compreender a evolução das galáxias, é essencial identificar as suas mudanças morfológicas e os mecanismos responsáveis por essas transformações. O estudo da Via Láctea é crucial visto que é a única galáxia que podemos observar e identificar estruturas com grande detalhe. A Via Láctea é classificada como uma galáxia espiral com uma barra central e exibe 3 estruturas principais: o disco Galáctico, o bojo central e o halo. O disco apresenta propriedades essenciais que fornecem informações valiosas sobre a estrutura e evolução da Galáxia. Uma destas propriedades, é a espessura do disco, tipicamente descrita pela escala de altura da distribuição de objetos acima e abaixo do plano Galáctico. A escala de altura é um parâmetro fundamental que descreve como a densidade de objetos varia verticalmente com a distância ao plano Galáctico. Diferentes populações de objetos apresentam diferentes escalas de altura como consequência das diferenças na dinâmica de cada tipo de população. Apesar do estudo da evolução da escala de altura poder ser feito com diferentes populações (por exemplo estrelas), os aglomerados abertos de estrelas (AA) oferecem vantagens significativas do ponto de vista observacional. Isso deve-se à precisão com que é possível derivar os seus parâmetros fundamentais. As estatísticas melhoradas surgem não só pelo fato de os AA serem grupos de estrelas em vez de fontes individuais, mas também devido aos membros dos aglomerados exibirem uma estrutura/sequência bem definida em diagramas fotométricos. Modelos teóricos de evolução estelar preveem, para uma dada idade, a distribuição dos membros do aglomerado em diagramas fotométricos, permitindo inferir idades, distâncias, metalicidades e velocidades. No entanto, existem também algumas dificuldades associadas ao uso de AA para estudar a Via Láctea. Isso está principalmente relacionado com a dificuldade em identificar AA em campos de visão onde existem muita contaminação de outras fontes luminosas e/ou absorção. Tais dificuldades resultam num efeito de seleção contra AA pouco povoados ou menos luminosos. Estudos anteriores identificaram que a escala de altura dos AA aumenta com a idade da amostra considerada. O aumento é geralmente atribuído, de maneira vaga, a mecanismos de aquecimento do disco semelhantes aos que atuam em estrelas individuais ou à ideia de que o disco teria sido mais espesso no passado. No entanto, estas hipóteses não têm em consideração que AA têm estruturas internas e podem ser disrompidos por mecanismos relacionados com a dinâmica interna ou externa dos AA. Tendo em conta que existem fortes evidências de que encontros com nuvens moleculares gigantes são o principal mecanismo responsável por disromper AA na vizinhança solar, abordamos a evolução da escala de altura dos AA de uma perspetiva diferente: o aumento da escala de altura da população de AA com a idade pode ser consequência de uma disrupção mais intensa próxima do plano galáctico devido a fenómenos no disco, como os encontros com nuvens moleculares gigantes. Os AA formados a maiores distâncias do plano galáctico têm probabilidade de sobreviver mais tempo, não só porque passam a maior parte das suas vidas a maiores distâncias do plano, mas também porque o atravessam com velocidades maiores. Com o passar do tempo, a distribuição é gradualmente aparada em alturas mais baixas, resultando no aparente aumento da escala de altura. Para testar a nossa hipótese, desenvolvemos um modelo computacional que forma AA com diferentes massas iniciais e segue as suas órbitas enquanto os sujeita a diferentes mecanismos de disrupção. O modelo inclui perda de massa devido à evolução estelar e dinâmica, e encontros com nuvens moleculares gigantes, onde a probabilidade dos encontros depende das posições verticais dos AA. Para configurar o modelo e estudar o aumento da escala de altura dos AA, usamos como referência um catálogo observacional de AA. Analisamos o catálogo, dividindo-o em diferentes grupos de idade: idades inferiores a 200 milhões de anos, entre 200 a 500 milhões de anos, entre 500 a 1000 milhões de anos e idades superiores a 1000 milhões de anos. Observamos que, em concordância com outros estudos presentes na literatura, a escala de altura aumenta com a idade. Argumentamos também que é muito provável que a amostra observacional esteja incompleta. O número observado de AA diminui, quase simetricamente, com a distância heliocêntrica. Exploramos estes efeitos de incompletude dividindo o catálogo observacional em cortes cilíndricos de diferentes distâncias heliocêntricas: 1000, 1750 e 2500 pc. Verificamos que estruturas locais (braço de Orion) contribuem significativamente para a distribuição vertical de aglomerados no corte de 1000 pc. Além disso, o número de aglomerados com idades superiores a 1000 milhões de anos é muito reduzido para esse corte cilíndrico. Por outro lado, o corte 2500 pc parece estar bastante incompleto. Como tal, acreditamos que o corte de 1750 pc encontra o melhor balanço entre as desvantagens da incompletude da amostra e as vantagens de ter um número apreciável de aglomerados nos diferentes grupos de idade, assegurando significância estatística. Decidimos também, limitar a idade da amostra até 2000 milhões de anos. Esta decisão deve-se ao número reduzido de aglomerados com idades superiores a 2000 milhões de anos. Remove-se um total de 6 AA. Isto permite-nos reduzir substancialmente o tempo de cada simulação. Para garantir uma comparação mais rigorosa entre os resultados do modelo e o catálogo observacional, utilizamos métodos estatísticos para formar aglomerados com uma distribuição espacial comparável à dos dados observacionais. As órbitas de cada AA são integradas de acordo com o potencial da Via-Láctea. Em primeira abordagem, consideramos que a dispersão de velocidades inicial é nula, isto é, os AA são deixados cair no potencial. Incluímos também uma função de massa inicial que descreve a distribuição de massas dos AA no momento em que são formados. O modelo computacional apresenta quatro parâmetros livres que necessitam de ser ajustados: a escala de altura de nascimento dos AA, responsável por regular a distribuição inicial de alturas dos AA; a escala de altura efetiva da disrupção dos aglomerados, responsável por regular a probabilidade dos AA encontrarem uma nuvem molecular gigante dependendo das suas posições verticais; um fator de escala que controla a probabilidade generalizada de haver encontros com nuvens moleculares gigantes; um fator de escala que regula o tempo de disrupção por evolução estelar e dinâmica. Apesar de não conhecermos na íntegra o impacto dos efeitos da incompletude na inferência dos parâmetros do modelo, descobrimos que, com uma combinação adequada de parâmetros e com valores realistas, é possível reproduzir a evolução da escala de altura dos AA até 1000 milhões de anos com excelente concordância. Para AA com idades entre 1000 a 2000 milhões de anos, surge alguma discrepância entre a distribuição prevista pelo modelo e as observações. No entanto, os resultados mantêm-se dentro das barras de erro das observações. Tal discrepância poderá estar relacionada com os efeitos de incompletude ou com a simplicidade do modelo como iremos discutir a seguir. O modelo também é capaz de replicar o número total de AA que sobrevivem com a idade. Isto é possível devido à implementação da função inicial de massa dos AA e aos efeitos de disrupção causados pela evolução estelar e dinâmica, que dissolvem gradualmente os AA independentemente das suas alturas, preservando a evolução da escala de altura. Embora o modelo seja bem sucedido, existe margem para melhorias. A dispersão inicial de velocidades dos AA impacta a distribuição espacial e a dinâmica geral dos AA. Portanto, para construir um modelo mais realista capaz de descrever a cinemática da população de AA e a dinâmica da galáxia, devemos incluir velocidades iniciais. Isso já é possível, uma vez que o Gaia fornece movimentos próprios e velocidades radiais. Além disso, o modelo considera que os AA são completamente disrompidos apenas com um encontro com uma nuvem molecular gigante. Embora isso possa ser verdade para AA com baixas massas, é possível que os mais massivos sobrevivam. Portanto, poderá ser interessante explorar como outras propriedades intrínsecas dos AA, como massa e raio, podem influenciar os resultados e corrigir possíveis discrepâncias na distribuição vertical prevista para AA com idades superiores a 1000 milhões de anos. Isso permitir-nos-á comparar a distribuição de massa prevista pelo modelo com as observações e construir um modelo mais rigoroso e realista.
Description
Tese de mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), 2024, Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências
Keywords
aglomerado aberto galáxia disco escala de altura gigantes moleculares Teses de mestrado - 2024