Dinámica y distribución de masa en el disco grueso de la galaxia

Abstract

RESUMEN: En este trabajo se presenta el estudio de la cinemática y dinámica de un grupo de estrellas gigantes rojas, pertenecientes al disco grueso de la Galaxia, con el fin de obtener un valor para la densidad de masa de materia oscura en el vecindario solar. Nuestra muestra consta de una selección de ∼ 800 estrellas: 395 en el hemisferio norte galáctico y 412 del hemisferio sur galáctico, situadas a una distancia galactocéntrica de R = R⊙, y una distancia al plano,|Z|, entre (1.3−5)kpc. Este grupo de estrellas posee ascensión recta, declinación y movimientos propios de Gias EDR3, velocidad radial de Gaia DR2, distancia de Bailer-Jones y fotometría de 2MASS. Por medio de la posición, movimientos propios y velocidad radial derivamos las componentes de la velocidad galactocéntrica (U,V,W) para cada una de las estrellas. En el análisis cinemático encontramos las velocidades promedio, las dispersiones de velocidad y las velocidades correlacionadas en función de la magnitud de la distancia al plano. Encontramos que las dispersiones tienden a aumentar con la distancia al plano, con gradientes entre 50, 40, 15 km/s en U, V, W, respectivamente. Una vez obtenidas las características cinemáticas, se hace un análisis de la dinámica. Este cálculo se realiza a través de las ecuaciones de Jeans, para un sistema cilíndrico con una simetría axial. En nuestros cálculos tenemos en cuenta el aporte de la componente radial y vertical de la fuerza gravitacional generada por la masa de la galaxia, en función de las características cinemáticas. Encontramos que el término radial se debe tener presente en la estimación de la densidad de masa superficial Σ, ya que su aporte no es insignificante. A través de la densidad de masa superficial en función de Z, Σ(R⊙,Z), encontramos una densidad de masa superficial en el rango de los modelos de materia oscura. Nuestra estimación de la densidad de materia oscura en el vecindario solar está dada por ρDM(R = R⊙) = 0.013± 0.002M⊙/pc3.