Le profil de métallicité intégré de la Voie Lactée

Nature Astronomy volume 7, pages 951-958 (2023)Citer cet article

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Les profils d’abondance des éléments lourds des galaxies imposent des contraintes strictes sur la croissance et l’histoire de l’assemblage des galaxies. Comme la Voie Lactée est actuellement la seule galaxie spirale dans laquelle nous pouvons mesurer les abondances chimiques résolues temporellement, elle permet de mieux comprendre l'origine des gradients de métallicité et leur corrélation avec l'histoire de la croissance des galaxies. Cependant, jusqu’à présent, ces profils d’abondance n’ont pas été traduits en mesures de lumière intégrée nécessaires pour comparer la Voie lactée avec la population générale des galaxies. Nous rapportons ici la mesure du profil de métallicité stellaire léger et intégré de notre Galaxie. Nous constatons que le profil de métallicité stellaire intégré de la Voie Lactée a une forme brisée de type ∧, avec un gradient légèrement positif à l'intérieur d'un rayon galactocentrique de 7 kpc et un fort gradient négatif à l'extérieur. Ce profil de métallicité intégré brisé de la Voie lactée n'est pas unique mais n'est pas courant parmi les galaxies formant des étoiles de masse de la Voie lactée observées dans l'enquête MaNGA et simulées dans la simulation cosmologique TNG50. Nos résultats suggèrent que la Voie Lactée pourrait ne pas avoir une distribution de métallicité typique pour une galaxie de sa masse, et offrent ainsi un aperçu précieux de la riche variété de processus d'enrichissement des galaxies.

Notre galaxie d'origine, la Voie Lactée, fournit des contraintes uniques et strictes à la formation et à l'évolution des galaxies en raison des observations détaillées et résolues temporellement que nous pouvons obtenir à partir d'étoiles individuelles. Cependant, les propriétés intégrées de la Voie Lactée sont mal comprises, ce qui limite une analyse comparative détaillée des propriétés de la Voie Lactée dans le contexte de la population générale des galaxies, pour la grande majorité de laquelle seules les propriétés intégrées sont mesurables.

Avec l'avènement récent des études spectroscopiques massives, qui cartographient des millions d'étoiles à travers la Galaxie, des mesures directes des propriétés intégrées des populations stellaires (par exemple, l'abondance des éléments) de la Voie Lactée deviennent possibles. Dans ce travail, nous présentons la mesure du profil de métallicité stellaire intégré radial de notre Galaxie, en tenant compte soigneusement de la fonction de sélection des données, et effectuons une comparaison directe avec d'autres galaxies en formation d'étoiles de masse similaire, à la fois dans l'Univers local et dans simulations cosmologiques de la formation des galaxies.

Nous déterminons la métallicité stellaire intégrée (tracée par l'abondance de fer telle que définie par \([{\rm{Fe}}/{\rm{H}}]=\log \left(\frac{{N}_{\ rm{Fe}}/{N}_{\rm{H}}}{\rm{N}_{{\rm{Fe}}_{\odot }}/{N}_{\rm{H} _{\odot }}}\right)\), où NFe/NH est le rapport numérique entre le fer et l'hydrogène dans une étoile donnée et NFe⊙/NH⊙ est ce rapport dans le Soleil) profils de 2 à 15 kpc du Voie Lactée en utilisant les abondances chimiques, les âges et les distances des étoiles individuelles dérivées des spectres observés avec APOGEE1 et des données astrométriques de Gaia2. Nous transformons les observations d'un échantillon d'étoiles ciblées en la population stellaire entière intrinsèque en corrigeant séparément la fonction de sélection d'enquête pour les étoiles d'abondances différentes. La distribution de densité de luminosité obtenue de populations intrinsèques de différentes abondances est ensuite utilisée pour calculer la métallicité stellaire moyenne pondérée (Méthodes).

Si l’on tient compte des étoiles de tous âges, la métallicité stellaire intégrée légère de la Voie lactée est globalement subsolaire. Le profil radial de la métallicité stellaire intégrée montre une cassure à 6,9 ± 0,6 kpc, avec une pente positive de 0,031 ± 0,010 dex kpc−1 dans le rayon de cassure et une pente négative de −0,052 ± 0,008 dex kpc−1 au-delà (Fig. .1 et Méthodes). Cette rupture, cependant, n'est pas visible dans les profils de métallicité des populations mono-âge, qui sont soit plates dans la catégorie des personnes âgées, soit abruptes et négatives dans les populations stellaires plus jeunes. Le gradient abrupt de jeunes populations est cohérent avec les observations de jeunes étoiles et de régions H ii dans la Voie Lactée3,4,5,6,7,8,9. La fraction de luminosité totale dans la population stellaire ancienne (8 à 12 Gyr) pauvre en métaux diminue avec le rayon, tandis que l'inverse est vrai pour les populations plus jeunes et plus riches en métaux. Ceci est cohérent avec la structure radialement plus compacte, c'est-à-dire les écailles plus courtes, de l'ancienne population 10,11. Cette contribution radialement variable des populations stellaires anciennes, pauvres en métaux, par rapport aux populations jeunes et riches en métaux dans le disque donne lieu à la pente positive du profil de métallicité dans la Galaxie interne12. Pour la même raison, la pente négative dans la Galaxie externe reflète le gradient des populations jeunes et d’âge intermédiaire qui dominent dans des rayons plus grands. Ces résultats suggèrent un lien fascinant entre le profil de métallicité stellaire intégré et l’évolution structurelle de la Voie Lactée.