Modelando la Vía Láctea

Entender nuestra Galaxia es el principal objetivo de nuestro equipo. Por esta razón, tenemos diferentes estudios que tratan sobre las diferentes dimensiones de la Vía Láctea (MW).

 

Líneas de investigación

Simulaciones N-cuerpos y hidrodidámicas: diagnóstico de la naturaleza de los brazos espirales

Simulaciones N-cuerpo realizadas con el código ART Tree N-body, se han llevado a cabo para el análisis cinemático del componente del disco estelar. Nuestros primeros resultados obtenidos, con un gran número de partículas del disco y con una baja resolución temporal y espacial, revela dos claros y diferenciados comportamientos para la velocidad de rotación del Modelo del Brazo Espiral (Roca-Fàbrega et al. 2013). Mientras que casos de disco subdominante presenta brazos espirales transitorios que giran conjuntamente con partículas de disco, la Vía Láctea como las simulaciones con alto ratio disco/halo desarrolla una espiral transitoria compatible con una velocidad constante con el radio. En ambos casos se apartan significativamente de la teoría de las ondas de brazos espirales.
En paralelo, para facilitar el análisis de la función de densidad en el espacio de las fases de los discos galácticos simulados –test de partículas y N-cuerpos– hemos implementado herramientas de agrupación estadística y los momentos de la función de distribución  (desviación vertex y momentos de tercer orden) (Roca-Fàbrega et al., 2010a; Master Thesis; Roca-Fàbrega et al. 2010b; Roca-Fàbrega et al. 2011). Este estudio revela que la desviación vértice del elipsoide de velocidades es un buen marcador de perturbación de la densidad y del radio de corolación del Brazo Espiral (Roca-Fàbrega et al. 2013).
Nuevas simulaciones, ahora utilizando el código ART + hidrodinámica (HART), en un contexto cosmológico estań bajo estudio (Roca-Fàbrega et al. 2016). Tenemos la intención de utilizarlos para estudiar qué grande es el impacto del medio ambiente galáctico (gas, vecinos galácticos, retroalimentación de supernovas, …) en la cinemática y la formación de la estructura de los discos galácticos.

Nuestros primeros resultados sugieren que los sistemas con más de una barra desalineada están presentes en el universo debido a la existencia de diferentes mecanismos que ellos pueden generar (por ejemplo, la evolución secular, interacciones, colapso monolítico primordial, …)

Variedades Invariantes para modelar los Brazos Espirales Galácticos y los discos en perfil

En 2006-2010 propusimos una teoría para explicar la  formación de las dos espirales y anillos en las galaxias barradas utilizando un marco común dinámico (Athanassoula, Romero-Gómez & Masdemont, 2009) basado en el movimiento orbital impulsado por los puntos de equilibrio inperbólicos del sistema. En 2011, Romero-Gómez et al. , por primera vez,  utilizamos este método para estudiar la dinámica de las variedades invariantes en la parte interior de nuestra Vía Láctea. Nuestro modelo reproduce bien las pertinentes densidades que se encuentran en el diagrama longitud-velocidad radial.

Nuestros modelos reproducen la morfología de los brazos espirales exteriores que precisan más y más rápida rotación de las barra Galáctica, incluyendo en el potencial un componente extra que describe los brazos espirales.
Actualmente, estudiamos la morfología determinada por las variedades invariantes en los modelos 3D galácticos de perfil obtenidos mediante la imposición de una inclinación de la barra galáctica. Tanto las órbitas atrapadas por las variedades invariantes y simulaciones de partículas bajo este potencial hacen un disco deformado similar a los que se ven en las galaxias externas (Sanchez-Martin, Romero-Gomez, Masdemont 2016).

La población de estrellas vista desde Gaia. Las primeras aplicaciones científicas

Hemos creado un catálogo con el objetivo de imitar las características de las estrellas del «Red Clump» en la Vía Láctea. El catálogo se obtuvo mediante un conjunto de condiciones iniciales con el número de partículas que coinciden con el número de estrellas de «Red Clump» alrededor del entorno Solar y teniendo características cinemáticas de «Red Clump» (K0-1III ). A continuación integramos estas partículas en un modelo 3D Galáctico compuesto por un componente asimétrico y una barra Galáctica.

Por último, utilizando la característica de la fotometría de «Red Clump» y el modelo de extinción de «Drimmel», se calcula la magnitud G de Gaia y se crea el primer catálogo, es decir, todas las partículas con G<20. Este catálogo es útil para realizar un primer estudio estadístico de lo qué observará Gaia del disco Galáctico. Un segundo catálogo, seleccionando sólo partículas con un error en Velocidad Radial mejor que 10km/s está disponible. Sin embargo, este segundo catálogo es también útil para llevar a cabo una primera aplicación científica, es decir, el estudio de momentos de la distribución de velocidades en el disco Galáctico para estudiar el componente del potencial no asimétrico.

Cómo puede ayudarnos Gaia con sus detecciones y descripción del alabeo del Disco Galáctico?

Utilizamos varias densidades estelares, en particular las estrellas de Red Clump mencionadas anteriormente para seguir la cinemática del alabeo del disco Galáctico. Utilizamos de nuevo las simulaciones de partículas test en 3D, y modificamos el disco Galáctico para que sea deformado. Utilizamos la configuración final de la densidad alabeada, para estudiar los efectos del potencial deformado en las componentes del vector de velocidad. Observamos que la firma cinemática es más significante en la dirección vertical (tanto en el componente del vector de velocidad W o el componente mu_b del movimiento propio Galáctico). También comparamos los resultados teóricos con los valores dados por las observaciones (UCAC4). Por último, implementamos otro método para evaluar mejor las características del alabeo del disco Galáctico basado en cículos máximos (método mgc3). Así como, añadimos los errores Gaia observables a partir de las simulaciones y comprobamos que los errores puedan afectar a la firma cinemática de esta deformación. (Abedi et al, 2014).

Preparando el Modelo de Galaxia Besançon para la comparación con Gaia

En 2010, en el contexto de la Unidad de Coordinación Gaia CU2,  empezamos la optimización del modelo de Besançon de Síntesis de la Densidad  (Robin et al. 2003). Un modelo de gran alcance que proporciona un enfoque diferente de la dinámica Galáctica para tener una mayor comprensión de la formación y evolución de la Galáxia.  El modelo ha sido optimizado para manejar las variaciones del ratio de las estrellas, la función de la masa inicial y las trayectorias evolutivas. Se ha hecho un modelo para ajustar parámetros comparando con el catálogo Tycho-2 (Czekaj et al., 2011). Han sido testeados los modelos de extinción. Los primeros resultados indican una disminución de SFR y una combinación en IMF de Kroupa y Haywood que son los escenarios más plausibles para el sistema solar (Czekaj, 2012,PhD, and Czekaj et al, 2013).

Grupos Locales Cinemáticos en la Vía Láctea

Hay grupos de estrellas que presentan movimientos comunes en la Galáxia. Hemos evaluado la dinámica que favorece la aparición de grupos cinemáticos, como los observados en el Sistema Solar (Antoja et al 2011). Una de las explicaciones más plausibles para el origen de los grupos es la órbita y las resonancias de las estructuras a gran escala (barra galáctica y brazos espirales) de la Vía Láctea (Antoja et al, 2010). Nuestras pruebas con simulaciones de partículas predicen una respuesta cinemática estelar a los brazos espirales y la fuerte barra dependiendo de la posición del disco. La cinemática del Sistema Solar se puede utilizar como limitación para entender la dinámica de la barra y estructura espiral de nuestro disco Galáctico (Antoja et al 2009). Los Brazos Espirales provocan  algunas marcas en la velocidad de las regiones solares y podrían utilizarse algunas propiedades de estos brazos, como la velocidad de rotación, fuerza, orientación (Antoja et al. 2001). Nuestras pruebas con las simulaciones de partículas han demostrado que el espacio de parámetros es todavía demasiado grande para obtener acceso único para observar la distribución de velocidad. Las capacidades de Gaia han sido profundamente evaluadas en este contexto (Antoja et al. 2010). Un reciente estudio de los grupos cinemáticos observados por RAVE nos permite , por primera vez estudiar la dependencia de la posición Galáctica de los grupos de movimientos del disco (fino y grueso), indicando que son características de gran escala, y señalando, una vez más, que son los efectos dinámicos (Antoja et al.2012 , Figueras et al. 2011).

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