Órbitas estelares e evoluçãoo secular do disco Galáctico

Analisamos os efeitos seculares de uma estrutura espiral Galáctica de longa duração sobre as órbitas estelares com raios médios nas proximidades da ressonância de co-rotação. Através de simulações de partículas-teste e diferentes modelos de potencial espiral com parâmetros restringidos pelas observações, verificamos a formação de um mínimo de densidade na co-rotação com uma amplitude de aproximadamente 30% – 40% da densidade estelar adjacente. Tal mínimo é formado pela transferência secular de momento angular entre as estrelas e a onda de densidade espiral em ambos os lados da co-rotação. Demonstramos que a perda (ganho) secular de momento angular e o decréscimo (acréscimo) do raio orbital médio de estrelas justamente no interior (exterior) da co-rotação pode contrabalançar a tendência oposta de troca de momento angular mostrada pelas estrelas orbitando os pontos Lagrangianos L_4/5 no círculo da co-rotação. Tais processos seculares na verdade permitem que ondas espirais estacionárias promovam migração radial através da co-rotação.

Propomos algumas evidências observacionais para o mínimo de densidade estelar no disco Galáctico, tal como a sua direta relação com o mínimo na curva de rotação observada da Galáxia no raio R ~ 9 kpc (para R₀ = 7,5 kpc), assim como a sua associação com um mínimo na distribuição de raios Galácticos de uma amostra de aglomerados abertos mais velhos que 1 bilhão de anos. A proximidade do raio da órbita solar à ressonância de co-rotação implica que a órbita solar se situa no interior de um anel de mínimo de densidade superficial (estelar + gás). Isto também implica uma correção para maiores valores para a massa total estimada do disco Galáctico, e consequentemente, uma maior contribuição da componente do disco à curva de rotação interna da Galáxia.

Baseado em uma descrição mais detalhada para a distribuição de massa do disco, desenvolvemos um modelo de massa para a obtenção do potencial gravitacional tridimensional da Galáxia. Ajustamos os valores dos parâmetros do modelo de forma a reproduzir restrições dinâmicas observadas como a curva de rotação da Galáxia e o perfil local para a variação da força gravitacional com a altura ao plano do disco. Também utilizamos informações locais como a densidade superficial e o padrão de rotação observado. O modelo de massa é utilizado para a derivação do potencial gravitacional da Galáxia e o uso deste no estudo de órbitas estelares da componente do disco. Calculamos as órbitas para uma amostra de aglomerados abertos com distâncias e velocidades espaciais medidas. Os parâmetros orbitais derivados, tais como excentricidades orbitais e alturas máximas acima do plano, apresentam correlações negativas com as metalicidades dos objetos, o que é esperado quando se levam em conta os resultados dos modelos para a evolução química e dinâmica do disco da Galáxia.