Cinem´ atica, metalicidade e idade

Os parˆametros cinem´aticos, de metalicidade, e de idade do disco fino s˜ao igualmente impor- tantes para a determina¸c˜ao da sua estrutura. Nesse sentido, em termos de metalicidade, Carney et al. (1989), a partir dum conjunto de estrelas com elevados movimentos pr´oprios, determinaram a existˆencia dum pico na distribui¸c˜ao de metalicidades do disco fino, centrado em [F e/H] = 0.0 dex, ou seja uma metalicidade idˆentica `a do Sol. Ant´on (1995), atrav´es do estudo por fotometria uvby β das estrelas dos campos estelares 1 e 2 usados no presente trabalho, determinou uma me- talicidade m´edia para esta componente de [F e/H] = −0.1 dex.

Considerando resultados mais recentes, Karaali et al. (2003), atrav´es do estudo por foto- metria U BV I de 329 estrelas, com (B − V )0 6 1.0, determinaram a existˆencia dum pico na

distribui¸c˜ao multimodal da metalicidade do disco fino, centrado em [F e/H] = −0.10 dex, como se pode observar na figura 2.3, notando ainda um gradiente vertical de metalicidade nessa componente de ∂[F e/H]_{∂z ≈ −0.2 dex/kpc, para 0 6 z 6 1500 pc.}

Reddy et al. (2003), fizeram espectroscopia de alta resolu¸c˜ao 181 estrelas F e G e propuseram um limite inferior de metalicidade para o disco fino de [F e/H] = −0.7 dex, na vizinhan¸ca solar. Determinaram ainda um limite superior de 10 Ganos para o disco fino, com origem em distˆancias Galactocˆentricas (Rm) de 7 e 10 kpc, como consequˆencia da pequena excentricidade das ´orbitas

das estrelas dessa componente, que apresentam uma velocidade de rota¸c˜ao caracter´ıstica VLSR ∼

0 kms−1 (Reddy et al., 2003).

J´a Schuster et al. (2006), atrav´es de fotometria uvby β de 1533 estrelas de grande velocidade e baixa metalicidade, determinaram uma metalicidade m´edia de [F e/H] = −0, 16 dex, para o disco fino, com uma dispers˜ao σ[F e/H] = 0, 14 dex, como se pode observar na figura 2.4. O valor obtido

encontra-se pr´oximo da metalicidade solar m´edia, como era esperado.

Por sua vez, Fuhrmann (2004), atrav´es de espectroscopia de alta resolu¸c˜ao de 150 estrelas na vizinha¸ca solar, determinou uma metalicidade m´edia [F e/H] = −0.007 dex para o disco fino novo, com uma dispers˜ao σ_{[F e/H]} = 0, 14 dex. Em termos cinem´aticos, para essa componente, Fuhrmann determinou uma velocidade de rota¸c˜ao Vr = 209.5 kms−1 e W = 0.0 kms−1, com uma

dispers˜ao σW = 10.8 kms−1. Para o disco fino velho, a metalicidade m´edia determinada foi de

[F e/H] = −0, 074 dex, com uma dispers˜ao σ[F e/H] = 0.23 dex, obtendo ainda uma velocidade

Figura 2.3: Histograma de metalicidade para o disco fino velho, disco espesso e halo. Fonte: Ka- raali et al., 2003, p´ag 5.

Figura 2.4: Histograma de metalicidade para o disco fino velho, disco espesso e halo. Fonte: Schus- ter et al., 2006, p´ag 943.

valores, para o disco fino total, obteve uma metalicidade m´edia de [F e/H] = −0.041 dex, com uma dispers˜ao σ_{[F e/H]} = 0, 19 dex, uma velocidade de rota¸c˜ao Vr = 205.7 kms−1, e uma componente

W = 0.4 kms−1, com uma dispers˜ao σW = 18.7 kms−1. Esses resultados encontram-se na tabela

da figura 2.5.

Figura 2.5: Velocidades e metalicidades para os discos fino e espesso. Fonte: Fuhrmann, 2004, p´ag 66.

Vallenari et al. (2006), apresenta as seguintes caracter´ısticas cinem´aticas para o disco fino novo: (σU, σV, σW) = (25 ± 4, 22 ± 2, 15 ± 1) kms−1. Para o disco fino velho, os resultados foram:

(σU, σV, σW) = (34 ± 4, 21 ± 2, 13 ± 1) kms−1. Para esta componente, Vallenari et al. (2006)

n˜ao mediram a existˆencia de qualquer dispers˜ao na velocidade de rota¸c˜ao, assumindo portanto que essa velocidade era consistente com a do LSR (VLSR = 220 kms−1). A tabela da figura 2.6

2.2. DISCO FINO 13

sumariza as caracter´ısticas cinem´aticas determinadas por Vallenari et al. (2006) para as diferentes componentes estelares da Via L´actea.

Figura 2.6: Velocidades e dispers˜oes para as componentes estelares da Gal´axia. Na tabela, σRR, σφφ, σzz

e Vc representam, respectivamente, σU, σV, σW e Vr. Fonte: Vallenari et al., 2006, p´ag 137.

Como se pode verificar dos dados anteriores, os valores determinados para a metalicidade m´edia do disco fino (entre -0.041 e −0.16 dex) encontram-se pr´oximos da metalicidade solar, como estimado inicialmente por Carney et al. (1989) (0.0 dex), com uma certa dispers˜ao para valores negativos. O limite inferior de −0.7 dex para a metalicidade do disco fino, apresentado por Reddy et al. (2003), encontra-se na zona de metalicidades t´ıpica do disco espesso, como se ver´a mais adiante. Isto sugere uma sobreposi¸c˜ao das metalicidades das duas popula¸c˜oes, o que ´e defendido como consequˆencia dalguns dos cen´arios de forma¸c˜ao da Gal´axia. Em rela¸c˜ao ao gradiente vertical de metalicidade de −0.2 dex/kpc, obtido por Karaali et al. (2003), para 0 6 z 6 1500 pc, ´e consistente com o gradiente estimado por Gilmore & Reid (1983), embora para uma escala de altura menor.

Relativamente `a caracter´ıstica cinem´atica do disco fino, dos valores de Fuhrmann (2004) para a velocidade de rota¸c˜ao (∼ 206 kms−1) observa-se um ligeiro atraso relativamente ao LSR (VLSR = 220 kms−1), na velocidade de rota¸c˜ao dessa componente. Quanto `as dispers˜oes das

componentes de velocidade U, V, W (velocidades nas direc¸c˜oes radial, tangencial e vertical), os valores apresentados por Vallenari et al. (2006) s˜ao consistentes com os de Fuhrmann (2004). Em rela¸c˜ao `a componente de velocidade W , o disco fino apresenta um valor pr´oximo de zero (ver tabela da figura 2.5), como seria de esperar numa componente essencialmente suportada por rota¸c˜ao.

Quanto `a idade do disco fino, o limite superior de 10 Ganos estimado por Reddy et al. (2003), ´

e apoiado pelo limite superior apresentado por Vallenari et al. (2006) (rever a tabela da figura 2.1), e corresponde ao limite superior de idade para o disco fino velho, podendo considerar-se que 80% da popula¸c˜ao do disco fino se situa entre os 3 Ganos (disco fino novo) e os 10 Ganos (disco fino velho) (Vallenari et al., 2006). Nesse sentido, Fuhrmann (2004) apresenta um valor m´edio da idade de 6.9 Ganos para o disco fino velho e de 4 Ganos para o disco fino, obtendo para o disco fino total um valor m´edio de 4.5 Ganos, consistente com a idade calculada para o Sistema Solar.