Uma análise dos sistemas de galáxias satélites e aglomerados estelares do halo galáctico

Neste trabalho, atualizamos o censo de galáxias anãs e aglomerados fracos do halo da Via Láctea com base nas descobertas mais recentes e revisamos aspectos relacionados a este sistema, incluindo (a) as limitações do modelo padrão cosmológico e o papel crucial dos satélites da Via Láctea neste contexto (b) distribuição espacial e no espaço de fase (c) sua função de luminosidade (d) análise comparativa com a galáxia de Andrômeda. Para isso foi feita uma extensa busca na literatura por novos objetos e suas propriedades físicas. Dentre os aspectos estudados, um dos principais é a confirmação de que existe uma falta de objetos no limite de baixas luminosidades (devido aos limites de detecção dos grandes levantamentos de dados), o que fica evidenciado em gráficos de magnitude absoluta na banda V em função da distância Galactocêntrica. Vimos a relação do tamanho dos satélites em função da sua distância ao centro da Galáxia (MW), mostrando que os objetos mais compactos são aqueles mais próximos de nós, remetendo a efeitos de maré da Galáxia. Também estudamos a estrutura planar em que se encontram as anãs da MW (estrutura VPOS) e observamos que até mesmo os aglomerados fracos do halo se situam nesta estrutura. Analisando a função de luminosidade de satélites da MW, vimos que os satélites variam bastante em luminosidade e estão perto dos limites de detecção de diversos surveys com que foram descobertos, de forma que a função de luminosidade destes objetos não pode ser calculada com grande confiabilidade no domínio de baixas luminosidades. Também fizemos uma análise comparativa entre MW e a galáxia de Andrômeda (M31), e vimos que, em M31, objetos com magnitudes MV > −4 ainda não foram descobertos. A comparação no espaço de metalicidade por magnitude absoluta V mostrou que M31 possui um halo mais rico em metais e, portanto, isso indica que sua massa seja maior em comparação à da MW. Por fim, vimos também que os satélites de M31 (assim como na MW) não se encontram distribuídos aleatoriamente pelo halo, conforme predito pelo modelo cosmológico ΛCDM, mas sim orbitam em planos preferenciais que se estendem por ≈ 200kpc no caso da M31 e ≈ 400 kpc no caso da MW.In this paper, we update the census of Milky Way dwarf galaxies and faint halo clusters based on the latest findings, and review aspects related to this system, including (a) the limitations of the standard cosmological model and the crucial role of Milky Way satellites in this context (b) spatial and phase space distribution (c) its luminosity function (d) comparative analysis with the Andromeda galaxy. For that purpose we have made an extensive literature search for newly discovered objects and their physical properties. One of the main issues found is the evidence of a lack of objects in the faint luminosity regime (due to the surveys detection limitations), which we can clearly see in the plot of visual absolute magnitude as a function of the Galactocentric distance. We investigated the relationship between size of the satellites and their distance to the center of the Galaxy (MW), showing that the most compact objects are those closest to us, which we is the expected result of Galactic tidal effects. We also studied the planar structure of the MW dwarfs (VPOS) and found that even the faint halo clusters are preferentially found in this structure. Analyzing the luminosity function of the MW, we have seen that satellites vary over a large range of luminosities, and are close to the detection limits of the surveys that led to their discovery, meaning that the luminosity function of these objects cannot yet be reliably inferred at the faint end. We also did a comparative analysis between MW and the Andromeda galaxy (M31). We were able to see that in M31 objects with magnitudes MV > −4 are yet to be discovered. By analysing the plots in metallicity vs. absolute magnitude V space, we conclude that M31 has a metal richer halo, which is an indication that M31 is more massive than the the MW. Finally, we also observed that M31 (as well as MW) satellites are not randomly distributed around the halo, as predicted by the cosmological model Λ CDM. Instead, they orbit within a preferential plane that extends for ≈ 200 kpc for the M31, while that of the MW reaches as far as and ≈ 400 kpc

Abundance analysis of APOGEE spectra for 58 metal-poor stars from the bulge spheroid

The central part of the Galaxy hosts a multitude of stellar populations, including the spheroidal bulge stars, stars moved to the bulge through secular evolution of the bar, inner halo, inner thick disc, inner thin disc, as well as debris from past accretion events. We identified a sample of 58 candidate stars belonging to the stellar population of the spheroidal bulge, and analyse their abundances. The present calculations of Mg, Ca, and Si lines are in agreement with the ASPCAP abundances, whereas abundances of C, N, O, and Ce are re-examined. We find normal α-element enhancements in oxygen, similar to magnesium, Si, and Ca abundances, which are typical of other bulge stars surveyed in the optical in Baade’s Window. The enhancement of [O/Fe] in these stars suggests that they do not belong to accreted debris. No spread in N abundances is found, and none of the sample stars is N-rich, indicating that these stars are not second generation stars originated in globular clusters. Ce instead is enhanced in the sample stars, which points to an s-process origin such as due to enrichment from early generations of massive fast rotating stars, the so-called spinstars

Gemini/Phoenix H-band analysis of the globular cluster AL 3

The globular cluster AL 3 is old and located in the inner bulge. Three individual stars were observed with the Phoenix spectrograph at the Gemini South telescope. The wavelength region contains prominent lines of CN, OH, and CO, allowing the derivation of C, N, and O abundances of cool stars. Aims. We aim to derive C, N, O abundances of three stars in the bulge globular cluster AL 3, and additionally in stars of NGC 6558 and HP 1. The spectra of AL 3 allows us to derive the cluster’s radial velocity. Methods. For AL 3, we applied a new code to analyse its colour-magnitude diagram. Synthetic spectra were computed and compared to observed spectra for the three clusters. Results. We present a detailed identification of lines in the spectral region centred at 15 555 Å, covering the wavelength range 15 525– 15 590 Å. C, N, and O abundances are tentatively derived for the sample stars

Chemical Composition of Metal Poor Stars in the Bulge

O bojo é a componente mais antiga da Via Láctea. Uma vez que inúmeras simulações da formação da Via Láctea previram que as estrelas mais antigas em uma determinada metalicidade são encontradas em órbitas estreitamente ligadas, as estrelas mais antigas da Galáxia são provavelmente estrelas pobres em metal no bojo interno com pequenos apocentros (ou seja, Rapo < 4 kpc). A investigação da população pobre em metal no bojo galáctico fornece informações únicas sobre a formação e evolução inicial da Via Láctea. O objetivo principal deste trabalho é estudar em detalhes uma amostra de estrelas pobres em metais do bojo, para se obter uma lista de linhas confiável para estudos futuros de amostras semelhantes. Espectros de 58 estrelas do bojo são reproduzidos através da construção de espectros sintéticos, levando em consideração abundâncias elementais individuais. Por fim, os resultados obtidos são comparados com estudos prévios da literatura. Foi reproduzido o espectro integrado no intervalo 15000-17000 Å, e para esta amostra analisamos linhas de C, N, O, elementos alfa Mg, Si, Ca e elemento de captura de nêutrons Ce, por meio de ajustes de linhas individuais. Apresentamos uma lista de linhas que são adequadas para a derivação de abundâncias. Os resultados obtidos neste trabalho para as abundâncias da amostra são compatíveis com as abundâncias para Mg, Si e Ca, previamente apresentadas em trabalhos anteriormente publicados, também ao estudar populações do bojo Galáctico. Uma discordância mais significativa foi observada entre as abundâncias de Oxigênio, onde encontramos valores superiores ao do ASPCAP. As abundâncias de Nitrogênio não mostram um aumento excepcional para nenhuma das estrelas da amostra, portanto, não há evidências de que essas estrelas sejam resultado de múltiplas populações estelares em aglomerados globulares dissolvidos. Já a abundância de Ce é aumentada em todas as estrelas, o que indicaria uma origem do processo-s deste elemento já nas fases iniciais de enriquecimento químico. Essas comparações mostram a compatibilidade das abundâncias das estrelas de amostra com a literatura e modelos para Mg, Si e Ca em que um componente suportado por pressão (bojo esferoidal) se formou em uma escala de tempo muito curta (abaixo de 1 giga ano).The bulge is the oldest component of the Milky Way. Since numerous simulations of the Milky Way\'s formation have predicted that the oldest stars in a given metallicity are found in closely bound orbits, the oldest stars in the Galaxy are likely to be metal-poor stars in the inner bulge with small apocenters (i.e. Rapo < 4 kpc). The investigation of the metal-poor population in the galactic bulge provides unique insights into the formation and early evolution of the Milky Way. The main objective of this work is to study in detail a sample of metal-poor stars from the bulge, to obtain a list of reliable lines for future studies of similar samples. Spectra of 58 bulge stars are reproduced by constructing synthetic spectra, taking into account individual elemental abundances. Finally, the results obtained are compared with previous studies in the literature. The integrated spectrum in the range 15000-17000 Å was reproduced, and for this sample we analyzed lines of C, N, O, elements alfa Mg, Si, Ca and neutron capture element Ce, through individual line adjustments. We present a list of lines that are suitable for the derivation of abundances. The results obtained in this work for the sample are compatible with the abundances for Mg, Si and Ca, previously presented in previously published works, also when studying populations of the Galactic bulge. A more significant discordance was observed between the Oxygen abundances, where we found values higher than those of ASPCAP. Nitrogen abundances do not show an exceptional increase for any of the stars in the sample, so there is no evidence that these stars are the result of multiple stellar populations in dissolved globular clusters. On the other hand, the abundance of Ce is increased in all stars, which would indicate an origin of the s-process of this element already in the initial stages of chemical enrichment. These comparisons show the compatibility of sample star abundances with literature and models for Mg, Si and Ca in which a pressure-supported component (spheroidal bulge) was formed on a very short time scale (below 1 Gyr)