On the formation of globular clusters from tidal streams

Abstract

ABSTRACT: INTRODUCTION: Globular Clusters are old acquaintances for Astrophysics, but the interest in them remains unchanged. It has been established that a globular cluster is a stellar system consisting of between 104 to 106 gravitationally bound stars, spherically distributed around the center of mass of the cluster (see Figure1.1). The number of belonging stars and spatial distribution are precisely two of the parameters that di erentiate globular from open clusters, which are less numerous and their stars are distributed in less-de ned shapes in space [Binney 2008]. In addition, for the Milky Way (MW), open clusters are found only in the galactic disk, unlike the vast distribution of globular clusters present both in the vicinity of the disc and all over the galactic halo [Carroll 2007]. With regard to this spatial distribution, globular clusters are divided in two distinct populations, being the metallicity and the ages of the clusters the main two features that di erentiate them. Usually expressed in terms of the [Fe/H] abundance, the metallicity of a globular cluster around -0.5 places that cluster within the metal-rich clusters (MRGC) and clusters with values below -1 are the metal-poor ones (MPGC) [Harris 1999].

RESUMEN: En este trabajo, exploramos la idea de que se podrían formar subestructuras estelares y / o gaseosas, como cúmulos estelares, a partir del material de la corriente de mareas producido en fusiones galácticas menores. Utilizamos dos conjuntos de simulaciones de N-cuerpos de galaxias satelitales que interactúan con una galaxia huésped más grande. El primer grupo utilizó satélites sin gas, mientras que el segundo grupo utilizó satélites con un componente gaseoso que incluía formación de estrellas y retroalimentación de supernova. Estimamos la distribución espacial de la masa para identificar las regiones de densidad excesiva en las que se podría formar una subestructura. Como primera conclusión, encontramos que sin gas, no se formó ninguna subestructura, ya que ninguna de las sobredensidades muestra una morfología definida, o estabilidad dinámica en el tiempo. A la inversa, la inclusión de gas resultó en un comportamiento notablemente diferente, varios grupos aparecen y demostraron ser estructuras físicas reales que permanecieron durante un tiempo considerable (1 Gyr). Además, el estudio de la estructura orbital, las edades y las masas de las sobredensidades nos llevan a concluir que las subestructuras (cúmulos de estrellas o nubes de alta velocidad) pueden formarse en corrientes de marea de satélites ricos en gas. Además, se encontró evidencia que favorece la presencia de materia oscura en las subestructuras después del proceso de formación, lo que se suma a la discusión sobre la formación de cúmulos de estrellas y proporciona un mecanismo de observación para verificar la confiabilidad del modelo.