The structure, stellar population, and formation history of the Milky Way’s nuclear star cluster

Resumen

El centro de la Via Láctea es el único núcleo galáctico y el entorno astrofísico más extremo que podemos examinar en escalas de milli-parsecs. Contiene el ejemplo más cercano de un cúmulo estelar nuclear (o NSC, del inglés nuclear star cluster). Los NSCs han sido encontrados en los centros fotométricos y dinámicos de la mayoría de las galaxias en el Universo local. Con radios efectivos de unos pocos parsecs y masas que van entre unas pocas veces 106–108M⊙, se encuentran entre las estructuras estelares más densas conocidas. Además, los NSCs pueden coexistir con agujeros negros masivos (o MBHs, del inglés massive black holes) en sus centros. El cúmulo estelar nuclear de la Vía Láctea (o MWNSC, del inglés Milky Way’s NSC) está situado a tan sólo 8 kpc de la Tierra. Mientras que podemos estudiar únicamente la luz integrada en NSCs extragalácticos, en el caso del centro galáctico (o GC, del inglés Galactic center) podemos resolver escalas físicas del orden de unos pocos milli-parsecs (mpc) y, por lo tanto, estudiar las propiedades, cinemática, e incluso la dinámica de estrellas individuales. Contamos con evidencia inequívoca de la existencia de un agujero negro de masa 4x106M⊙ en el centro del MWNSC, denominado Sagitario A* (SgrA*), convirtiéndolo así en un objetivo ideal donde estudiar la interacción entre un cúmulo estelar nuclear y un agujero negro masivo. Debido a sus desafíos observacionales únicos - extremo hacinamiento y extinción - el estudio del NSC en el GC se enfrenta a dificultades únicas. La alta extinción limita los estudios de imágenes de las estrellas al infrarrojo (o NIR, del inglés near-infrared). Mientras que esto nos permite el uso de técnicas como la óptica adaptativa (o AO, del inglés adaptive optics) para obtener imágenes con alta resolución angular desde la tierra por un lado, por otro lado tenemos serios problemas para la clasificación estelar debido a que el color intrínseco de las estrellas son pequeños en el NIR. A causa de las dificultades observacionales, nuestro conocimiento del NSC contiene todavía brechas significativas, a pesar de varias décadas de observaciones. El trabajo existente está afectado por uno o ambos de los siguientes problemas: (a) Baja resolución angular, limitándolo así al estudio de las estrellas más brillantes, que representan menos que el uno por ciento de la población total del NSC; (b) cobertura espectral limitada, lo que limita su uso para distinguir entre diferentes tipos de estrellas. Los estudios espectroscópicos con alta resolución angular están necesariamente restringidos a pequeños números de estrellas o campos muy pequeños. Por lo tanto, están en su mayoría limitados al parsec central. Esta tesis tiene como objetivo proporcionar respuestas a preguntas sin resolver en nuestra comprensión del GC, así como proporcionar nuevas restricciones en la estructura del MWNSC mediante el uso de imágenes de alta resolución y la mejora del análisis. Examino las imágenes en un amplio rango de distancias desde el centro de la Galaxia: desde distancias muy grandes (~860 pc x 280 pc) hasta los arco-segundos más profundos donde habita el agujero negro supermasivo. En primer lugar, mi objetivo es estudiar el tamaño y la estructura espacial del MWNSC [1]. Utilizo datos y métodos que abordan posibles deficiencias en trabajos anteriores sobre el tema. Utilizo 0.2'' resolución angular Ks datos para crear un mapa de densidad estelar en el GC en los 86.4 pc x 21 pc centrales. Incluyo datos de imágenes asistidas por AO obtenidas para los parsecs internos. Además, utilizo imágenes del medio infrarrojo de IRAC/Spitzer. Modelo el bulbo galáctico y el disco estelar nuclear para subtraerlos del MWNSC. Finalmente, ajusto un modelo Sérsic a el MWNSC e investigo su simetría. Encuentro que el MWNSC está aplanado con una relación de eje de q=0.71± 0.06, un radio efectivo de Re = (5.1± 0.6) pc, y un índice Sérsic de n = 2.2 ± 0.4. Su eje mayor se puede inclinar desde el plano galáctico hasta -10 grados. La distribución de las estrellas gigantes más brillantes que el grupo rojo (o RC, del inglés red clump) es significativamente más plano que la distribución de las estrellas débiles. El MWNSC comparte sus principales propiedades con otros NSCs extragalácticos encontrados en galaxias espirales. Las diferencias en la estructura entre gigantes brillantes y las estrellas RC podrían estar relacionadas con la existencia de poblaciones de diferentes edades no completamente mezcladas. Esto puede indicar un crecimiento reciente del MWNSC a través de la formación de estrellas o la acreción de cúmulos. También reviso el problema de inferir la estructura más interna del MWNSC, para aclarar si muestra un corazón o una cúspide alrededor del agujero negro central. La existencia de una cúspide de densidad estelar dinámicamente relajada en grupos densos alrededor de agujeros negros masivos es una antigua predicción de la dinámica estelar, pero hasta ahora ha escapado de la confirmación observacional sin ambigüedades. Para estudiar la distribución de estrellas alrededor de SgrA*, uso los datos obtenidos con el instrumento NACO en el telescopio ESO/Very Large Telescope (VLT) y me centro en dos métodos diferentes para analizar tres rangos de brillo estelar diferentes [2, 3]. Encuentro que una ley de Nuker proporciona una descripción adecuada de la forma intrínseca del cúmulo nuclear (asumiendo simetría esférica). Encuentro que la densidad estelar disminuye con un índice 3D de ley de potencia dentro del rango gamma=1.1-1.4 para distancias más pequeñas que el radio de influencia de SgrA* (~3 pc). Podemos descartar un corazón plano con alta confianza. La cúspide es menos profunda que la pronosticada por la teoría, pero puede explicarse si se tiene en cuenta la historia de formación estelar del NSC [4]. Finalmente, me asomo al mismo centro de la Galaxia mejorando la reducción y al análisis de los datos existentes. Gracias a la técnica holográfica y el análisis bootstrapping, detectamos la emisión de NIR de SgrA* en épocas anteriores a 2003, cuando se tomaron las primeras mediciones debido al desarrollo de AO. Esto permite a [5] estudiar la actividad en el NIR a largo plazo y explorar el flujo de acreción en el agujero negro en épocas donde no se había detectado hasta el momento. Referencias / References: [1]: Gallego-Cano, E., Schödel, R., Nogueras-Lara, F., Dong, H., Shahzamanian, B., Fritz, T.K., Gallego- Calvente, A.T. & Neumayer, N. New constraints on the structure of the nuclear stellar cluster of the Milky Way from star counts and MIR imaging. A&A (Accepted) [2]: Gallego-Cano, E.; Schödel, R.; Dong, H.; Nogueras-Lara, F.; Gallego- Calvente, A. T.; Amaro-Seoane, P.; Baumgardt, H. The distribution of old stars around the Milky Way's central black hole I: Star counts. A&A, 609 A26 (2018). DOI: 10.1051/0004-6361/201730451. [3]: Schödel, R., Gallego-Cano, E., Dong, H., Nogueras-Lara, F., Gallego Calvente, A. T., Amaro-Seoane, P., & Baumgardt, H. The distribution of stars around the Milky Way's central black hole II: Diffuse light from sub-giants and dwarfs. A&A, 609, A27 (2018). DOI: 10.1051/0004-6361/201730452. [4]: Baumgardt, H., Amaro-Seoane, P., & Schödel, R. The distribution of stars around the Milky Way’s central black hole. III. Comparison with simulations. 2018, aap, 609, A28. DOI: 10.1051/0004-6361/201730462. [5]: Chen, Z., Gallego-Cano, E., Do, T., Witzel, G., Ghez, A.M., Schoedel, R., Sitarski, B., Lu, J., Becklin, E., Dehghanfar, A., Gautam, A., Hees, A., Jia, S., Man- gian, J., Matthews, K. & Morris, M.R. Long-term near-infrared variability of the supermassive black hole at the Galactic center. (in preparation).