Modelant la Via Làctia

Entendre la nostra Galaxia és el principal objectiu del nostre equip. Per aquesta raó, tenim diferents estudis que tracten sobre les diferents dimensions de la Vía Làctia (MW).

 

Línies de recerca

Simulacions N-cuerpos i hidrodinàmiques: diagnòstic de la naturalesa dels braços espirals

Simulacions N-cos realitzades amb el codi ART Tree N-bodi, s’han dut a terme per a l’anàlisi cinemàtica del component del disc estel·lar. Els nostres primers resultats obtinguts, amb un gran nombre de partícules del disc i amb una baixa resolució temporal i espacial, revela dos clars i diferenciats comportaments per a la velocitat de rotació del Model del Braç Espiral (Roca-Fàbrega et al. 2013). Mentre que casos de disc subdominante presenta braços espirals transitoris que giren conjuntament amb partícules de disc, la Via Làctica com les simulacions amb alt ràtio disc/halo desenvolupa una espiral transitòria compatible amb una velocitat constant amb el radi. En tots dos casos s’aparten significativament de la teoria de les ones de braços espirals.
En paral·lel, per facilitar l’anàlisi de la funció de densitat a l’espai de les fases dels discos galàctics simulats –test de partícules i N-cossos– hem implementat eines d’agrupació estadística i els moments de la funció de distribució (desviació vertex i moments de tercer ordre) (Roca-Fàbrega et al., 2010a; Master Thesis; Roca-Fàbrega et al. 2010b; Roca-Fàbrega et al. 2011). Aquest estudi revela que la desviació vèrtex de l’el·lipsoide de velocitats és un bon marcador de pertorbació de la densitat i del radi de corolación del Braç Espiral (Roca-Fàbrega et al. 2013).
Noves simulacions, ara utilitzant el codi ART + hidrodinàmica (HART), en un context cosmològic aquestań sota estudi (Roca-Fàbrega et al. 2016). Tenim la intenció d’utilitzar-los per estudiar què gran és l’impacte del medi ambient galàctic (gas, veïns galàctics, retroalimentació de supernoves, …) en la cinemàtica i la formació de l’estructura dels discos galàctics.

Els nostres primers resultats suggereixen que els sistemes amb més d’una barra desalineada estan presents en l’univers a causa de l’existència de diferents mecanismes que ells poden generar (per exemple, l’evolució secular, interaccions, col·lapse monolític primordial, …)

Varietats Invariantes per modelar els Braços Espirals Galàctics i els discos en perfil

En 2006-2010 vam proposar una teoria per explicar la formació de les dues espirals i anells en les galàxies barradas utilitzant un marc comú dinàmic (Athanassoula, Romero-Gómez & Masdemont, 2009) basat en el moviment orbital impulsat pels punts d’equilibri inperbólicos del sistema. En 2011, Romero-Gómez et al. , per primera vegada, utilitzem aquest mètode per estudiar la dinàmica de les varietats invariantes en la part interior de la nostra Via Làctica. El nostre model reprodueix bé les pertinents densitats que es troben en el diagrama longitud-velocitat radial.

Els nostres models reprodueixen la morfologia dels braços espirals exteriors que precisen més i més ràpida rotació de les barra Galàctica, incloent en el potencial un component extra que descriu els braços espirals.
Actualment, estudiem la morfologia determinada per les varietats invariantes en els models 3D galàctics de perfil obtinguts mitjançant la imposició d’una inclinació de la barra galàctica. Tant les òrbites atrapades per les varietats invariantes i simulacions de partícules sota aquest potencial fan un disc deformat similar als quals es veuen en les galàxies externes (Sanchez-Martin, Romero-Gomez, Masdemont 2016).

La població d’estrelles vista des de Gaia. Les primeres aplicacions científiques

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.ació de creixement i una llarga banda magnètica.

Finalment, utilitzant la característica de la fotometria de “Xarxa Clump” i el model d’extinció de “Drimmel”, es calcula la magnitud G de Gaia i es crea el primer catàleg, és a dir, totes les partícules amb G<20.  Aquest catàleg és útil per realitzar un primer estudi estadístic de lo que observarà gaia del Disc Galàctic. Un segon catàleg, seleccionant només partícules amb un error en Velocitat Radial millor que 10km/s està disponible. No obstant això, aquest segon catàleg és també útil per dur a terme una primera aplicació científica, és a dir, l’estudi de moments de la distribució de velocitats en el disc Galàctic per estudiar el component del potencial no asimètric.

Com pot ajudar-nos Gaia amb les seves deteccions i descripció del alabeo del Disc Galàctic?

Utilitzem diverses densitats estel·lars, en particular els estels de Xarxa Clump esmentades anteriorment per seguir la cinemàtica del alabeo del disc Galàctic. Utilitzem de nou les simulacions de partícules test en 3D, i modifiquem el disc Galàctic perquè sigui deformat.  Utilitzem la configuració final de la densitat guerxa, per estudiar els efectes del potencial deformat en les components del vector de velocitat. Observem que la signatura cinemàtica és més significant en l’adreça vertical (tant en el component del vector de velocitat W o el component mu_b del moviment propi Galàctic). També comparem els resultats teòrics amb els valors donats per les observacions (UCAC4). Finalment, implementem un altre mètode per avaluar millor les característiques del alabeo del disc Galàctic basat en cículos màxims (mètode mgc3). Així com, afegim els errors Gaia observables a partir de les simulacions i comprovem que els errors puguin afectar a la signatura cinemàtica d’aquesta deformació. (Abedi et al, 2014).

Preparant el Model de Galàxia Besançon per a la comparació amb Gaia

En 2010, en el context de la Unitat de Coordinació Gaia CU2, comencem l’optimització del model de Besançon de Síntesi de la Densitat (Robin et al. 2003). Un model de gran abast que proporciona un enfocament diferent de la dinàmica Galàctica per tenir una major comprensió de la formació i evolució de la Galáxia.  El model ha estat optimitzat per manejar les variacions del ràtio dels estels, la funció de la massa inicial i les trajectòries evolutives. S’ha fet un model per ajustar paràmetres comparant amb el catàleg Tycho-2 (Czekaj et al., 2011). Han estat testeados els models d’extinció. Els primers resultats indiquen una disminució de SFR i una combinació en IMF de Kroupa i Haywood que són els escenaris més plausibles per al sistema solar (Czekaj, 2012,PhD, and Czekaj et al, 2013).

Grups Locals Cinemàtics en la Via Làctea

Hi ha grups d’estels que presenten moviments comuns en la Galáxia. Hem avaluat la dinàmica que afavoreix l’aparició de grups cinemàtics, com els observats en el Sistema Solar (Antoja et al 2011). Una de les explicacions més plausibles per a l’origen dels grups és l’òrbita i les ressonàncies de les estructures a gran escala (barra galàctica i braços espirals) de la Via Làctica (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). Els Braços Espirals provoquen algunes marques en la velocitat de les regions solars i podrien utilitzar-se algunes propietats d’aquests braços, com la velocitat de rotació, força, orientació (Antoja et al. 2001). Les nostres proves amb les simulacions de partícules han demostrat que l’espai de paràmetres és encara massa gran per obtenir accés únic per observar la distribució de velocitat. Les capacitats de Gaia han estat profundament avaluades en aquest context (Antoja et al. 2010). Un recent estudi dels grups cinemàtics observats per RAVE ens permet , per primera vegada estudiar la dependència de la posició Galàctica dels grups de moviments del disc (fi i gruix), indicant que són característiques de gran escala, i assenyalant, una vegada més, que són els efectes dinàmics (Antoja et al.2012 , Figueras et al. 2011).

Tesis relacionades

Publicacions