Resumen de La gran nube de magallanes: historia de la formación estelar, estructura y evolución
Patricia Ingrid Meschin
El proceso de formación y evolución de las galaxias está determinado por dos conjuntos de mecanismos paralelos: (i) el ensamblado de la masa y sus interacciones con otros sistemas, que determinan su tipo morfológico y su evolución dinámica, que a su vez, induce formación estelar, y (ii) la formación, evolución y muerte estelar, que hace evolucionar las poblaciones estelares y el contenido de gas y metales de la galaxia.
En las galaxias más cercanas, y especialmente en aquellas que se pueden resolver en sus estrellas individuales ambos mecanismos se pueden estudiar con precisión, ya que se puede usar la fotometría de sus estrellas individuales, junto con la teoría de evolución estelar, para delinear en detalle su evolución a través del estudio de las poblaciones estelares, desde su formación hasta el momento actual.
El presente trabajo de Tesis es principalmente de análisis e interpretación de datos. Estudiamos a la Gran Nube de Magallanes (LMC) con el objetivo central de determinar su Historia de Formación Estelar (HFE) y los gradientes de población con gran fiabilidad y precisión a partir de Diagramas Color-Magnitud (DCM) extendidos hasta los puntos de giro más viejos de la secuencia principal, así como la relación entre la historia evolutiva y las interacciones con la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la propia Vía Láctea (VL).
Las imágenes analizadas en este trabajo se obtuvieron con la cámara Mosaic II del telescopio Blanco (4m) en Chile. Son imágenes de gran campo (36'x36'), que, traducido a la distancia a la que se encuentra la LMC, significa un área de ~ 0.5x0.5 kpc. Se tratan de 3 campos situados en la dirección Norte, a 4.0º, 5.5º y 7.1º (3.5, 4.8 y 6.2 kpc) del centro dinámico de la LMC --definido como centro cinemático del Hidrógeno neutro--. A partir de estas imágenes se obtuvieron DCM profundos (hasta 3 magnitudes por debajo de los puntos de giro más viejos), que nos muestran a las estrellas nacidas durante toda la vida de la galaxia, proporcionando una especie de "registro fósil'" a partir del cual estudiamos cual ha sido el proceso de formación y evolución de la LMC, a través de la reconstrucción de su HFE.
El procedimiento seguido para obtener la HFE fue comparar la distribución de las estrellas de cada DCM observado con un DCM modelo hasta encontrar la combinación de poblaciones estelares que mejor represente las características de cada DCM observado. Para ello se emplearon varios códigos desarrollados por el Grupo de Poblaciones Estelares del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), (i) IAC-star para construir el DCM teórico al que luego se le simulan los efectos observacionales encontrados en cada campo, obteniendo el DCM modelo y (ii) IAC-pop encargado de realizar la comparación entre los DCM observado y modelo. Esta comparación se realiza a través de conteos de estrellas en diferentes regiones de ambos DCM.
Un primer análisis cualitativo sobre la distribución en edad de la población estelar en los diferentes campos de la LMC, señaló que la población vieja está presente en todos los campos y que tiene aproximadamente la misma edad en todos ellos, mientras que la edad de las poblaciones estelares más jóvenes aumenta gradualmente con la distancia galactocéntrica, encontrándose formación estelar reciente en el campo más interno.
La HFE obtenida muestra el mismo patrón de formación estelar en los 3 campos. Encontramos 2 épocas de formación estelar separadas por un período de ~ 1.5 Ga de actividad reducida. La época inicial comenzó hace 13 Ga, duró entre 6 y 7 Ga y presenta un gradiente con la distancia galactocéntrica en el sentido que la cantidad de estrellas formadas por año disminuye al alejarnos del centro de la LMC. La otra época de formación estelar, la más reciente, comenzó hace ~ entre 5 y 6 Ga atrás, presenta el mismo gradiente que la época inicial y parece indicar 2 sub-brotes para el caso del campo interno, donde aún la formación estelar es muy evidente.
La intensidad relativa entre ambas épocas de formación estelar cambia con el radio galactocéntrico, siendo más importante la época de formación estelar más reciente (frente a la más vieja) hacia el centro de la galaxia.
Además de deducir la Tasa de Formación Estelar (TFE) hemos obtenido la ley de enriquecimiento químico de cada campo. Existe un buen acuerdo entre la relación edad-metalicidad que hemos obtenido y la derivada usando espectroscopía (triplete de calcio) de estrellas de la rama gigante roja, esto muestra la consistencia externa del código (IAC-pop) que hemos utilizado para derivar la HFE.
La formación estelar en los 3 campos analizados fue continua --aunque presenta un mínimo localizado entre ambas brotes-- y no hemos observado el "age-gap" (entre ~ 4 y 10 Ga) característico de los cúmulos estelares de esta galaxia.
Encontramos un gradiente en edad en el sentido que a grandes distancias galactocéntricas, en promedio, la población estelar es más vieja. También observamos que existe un incremento gradual, con el radio, en la edad de las estrellas más jóvenes y que este gradiente en edad de la población joven se correlaciona con la densidad de columna del HI.
Por otra parte no encontramos una clara correlación entre los incrementos en la TFE y los pasajes pericéntricos con la VL y la SMC.
