Enxames Globulares e a Galáxia

As características dos enxames globulares segundo o artigo de Carney et al(1989), são:

á Sugestão de uma terceira população de estrelas, tendo em conta os histogramas de metalicidade em função da velocidade em  - população intermédia, o chamado disco espesso;

á Desenho esquemático da minha interpretação sobre o artigo:

 

á As populações apresentam metalicidades «bem definidas», no entanto o número de estrelas varia em cada um desses grupos, tendo em conta as velocidade em ;

á As metalicidades são, segundo cada população:

Relativamente ao artigo de Reid et al (1993, ApJ), o objectivo principal é demonstrar as discrepâncias significativas existentes entre o modelo standard que é frequentemente utilizado para caracterizar a galáxia e a distribuição de cor observada para magnitudes fracas em direcção ao pólo norte galáctico.

            As populações de enxames globulares existentes, encontram-se detalhadamente caracterizadas na tabela seguinte, tendo em conta o local onde se encontram.

disco

halo

 

 . Metalicidade elevada ();

. Distribuição achatada (tipo disco!);

. Velocidade de rotação elevada;

. Menor velocidade de dispersão;

. Luminosidade homogénea

 

. Fraca Metalicidade ();

. Distribuição esférica em torno do centro da galáxia;

 . Grande velocidade de dispersão;

. Luminosidade heterogénea

Em termos teóricos na formação da galáxia, seria de esperar uma redução gradual da metalicidade nos histogramas, à medida que passamos do disco fino para o halo, dado que a concentração do gás e poeira (matéria prima das estrelas) se encontrar mais próximo do disco fino e do núcleo galáctico. Esta consideração não se verifica na prática, uma vez que, utilizando resultados recentes de um estudo de movimentos próprios os autores Carney et al(1989), observaram uma terceira população (disco espesso) tendo em conta a cinemática em z (), com metalicidades entre .

Para cada uma das componentes estelares verificam-se diferentes distribuições de . Para o disco fino a distribuição de  é cerca de 0.0, relativamente ao disco espesso, a  média é cerca de , e para o halo, a metalicidade é da ordem de . Estes valores dão-nos uma indicação da idade de formação das estrelas na galáxia e sugerem que o disco espesso foi formado durante um curto período de tempo, possivelmente uma colisão com uma galáxia mais pequena, caracterizada por uma velocidade de aproximação baixa. Deste modo, não houve destruição do disco galáctico, somente a criação do disco espesso.

            Durante a colisão, gás e estrelas foram «empurrados» para maiores alturas (maior cinemática em z); este gás, terá formado estrelas durante este período, mas essa época terminou assim que o gás dissipou a sua energia cinética e contraiu-se novamente para um disco fino. Deste modo explica-se o pico nos histogramas  versus .