Revealing the chemical evolution history of the Milky Way halo with RR Lyrae stars

Abstract

The Galactic Halo is the component of the Milky Way that can preserve the clearest signatures of the accretion of satellites required for the built-up of the Galaxy according to the Λ cold dark matter paradigm. The nature of these primordial satellites, their relationship to the current dwarf galaxies distributed around the Milky Way, and the fraction of the current Halo stellar population that originated from them are all open questions. The abundance of different chemical elements carries information about the enrichment timescale and physical parameters (e.g. mass distribution function, star formation rate) of the stellar system where a given star was formed. Thus, studying a variety of elements is fundamental in order to properly identify the progenitor systems of different stars, to constrain models of galactic formation, and to understand stellar nucleosynthesis itself. In particular, measurements of heavier species and robust ages for stellar tracers are severely lacking. The RR Lyrae stars (RRLs) are old (≥ 10 Gyr) radial pulsators with well defined period-luminosity relations in near-infrared (NIR) bands. These relations allow for precise distance determinations and make the RRLs excellent probes of the chemical structure of the Halo. The RRLs are classified according to their pulsation mode, with the RRab pulsating in the fundamental mode, the RRc in the first overtone, and the RRd, very few in number, in a mixed mode. High resolution spectroscopic studies of these stars are scarce. Such studies are fundamental for the investigation of α elements, Fe-peak elements, and neutron(n)-capture elements. They are also necessary for the calibration of photometric indexes and low resolution (LR) spectroscopic estimates of metallicity that can be applied to large samples. In this work, we used data collected with nine high-resolution (HR) spectrographs installed at eight different large telescopes and by two LR surveys (SEGUE-SDSS, LAMOST). We applied the methodology of HR spectroscopy to a sample of 162 RRLs (138 RRab, 23 RRc, 1 RRd) covering a wide range in metallicity ([Fe/H] from -3.2 to 0.2). Our spectroscopic investigaton is based on a list of atomic lines with updated transition parameters. We meticulously removed lines that showed evidence of blending or of dependence on effective temperature. Using this line list, we obtained measurements of the light odd-Z elements Na and Al; the α elements Mg, Si, S, Ca, and Ti; the Fe-peak elements Sc, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, and Zn; and the n-capture elements Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd, and Eu. In particular, our investigation includes the bona fide tracer of the s-process Ba, its r-process counterpart Eu, and the poorly studied rare earth Pr. Using stars in common with other HR literature investigations, we brought abundance measurements of another 85 RRLs (65 RRab, 20 RRc) into our chemical abundance scale. We used these HR, high quality measurements to probe the chemical evolution history of the Halo, and also to compare it to the other Galactic components and nearby dwarf galaxies. In this regard, the RRLs present the unique advantage of being old tracers with precise distance measurements, while other commonly employed stellar populations have very poorly constrained ages and distances. We found that a sample of metal-rich, α-poor RRLs is present at low Galactic heights. In the [α/Fe] versus [Fe/H] plane, this sample displays a smooth continuity with the rest of the RRLs in the Halo, pointing to a shared origin. Furthermore, this sample traces the metal-rich tail of the Halo that is poorly covered by other stellar tracers and displays a behavior with metallicity that is at odds with the other Galactic components (Bulge and Disk), but similar to the Sagittarius dwarf spheroidal. t We performed the same comparison for the other chemical species and discussed the effects of NLTE corrections, different line lists, and systematics due to evolutionary effects. By applying the same HR analysis to a sample of six non-variable giants and seven field dwarfs, we showed that differences in abundance, especially for α elements, between field stars of varied ages and the RRLs are intrinsic. The ∆S method provides metallicity estimates for RRLs with LR spectra. The number of available LR spectra for RRLs is about two orders of magnitude larger than HR spectra. Therefore, a finely tuned LR metallicity estimator is an extremely valuable counterpart to the more accurate but scarcer HR measurements. The ∆S method results are widely used in the calibration of photometric methods such as Fourier parameter decomposition. Until recently, this method was only applied to RRab stars outside the phase interval of the rising branch of the light curve and relied on the metallicity scale of Zinn & West (1984), which is not linear with modern HR measurements. Using the HR results for 143 RRLs (111 RRab, 32 RRc), we developed a brand new calibration of the ∆S method in the same metallicity scale as our HR results. It can be applied to the whole pulsation cycle of both RRab and RRc pulsators, with preliminary evidence that it is valid for the RRd as well. We applied this new calibration to a sample of 7768 RRLs (5196 RRab, 2572 RRc) for which no HR spectra are available and found excellent agreement with the results derived in HR. The complete sample with 247 RRLs studied in HR is the largest and most homogeneous data set of old stellar tracers studied in the literature. It provides constrains on all major chemical families for the oldest stellar component in the Galaxy covering 3 dex in metallicity. Our sample covers a significant fraction of the Halo starting at a Galactocentric distance of approximately 4 kpc, with HR measurements reaching 26 kpc, and LR metallicity estimates extending as far as 150 kpc. These results are crucial not only for Galactic formation modeling but also in the investigation of nucleosynthetic processes due to its homogeneity in both abundance scale and age, its spatial distribution, and its wide metallicity coverage. Furthermore, the new calibration of the ∆S method is applicable, for the first time, to RRLs of all pulsation modes observed at any phase, without the requirement of detailed photometric studies or carefully timed observations. The work performed in this thesis has also been partially or fully employed by our group in various investigations, including probing the fine structure of the Bailey diagram and its relation to the Oosterhoff dichotomy, the development of new barycentric velocity estimators and velocity curve templates, and a new calibration of the Fourier parameter decomposition method using our new metallicity scale.

O Halo Gal´actico ´e o componente da Via L´actea que preserva os tra¸cos mais claros da acre¸c˜ao de sat´elites respons´avel pela forma¸c˜ao da Gal´axia de acordo com o paradigma Λ-CDM. A natureza desses sat´elites primordiais, sua rela¸c˜ao com as gal´axias an˜as atualmente distribu´ıdas ao redor da Via L´actea, e a fra¸c˜ao da popula¸c˜ao estelar do Halo que se originou neles s˜ao todas quest˜oes em aberto. A abundˆancia de diferentes elementos qu´ımicos traz informa¸c˜oes sobre o tempo de enriquecimento e parˆametros f´ısicos (por exemplo, fun¸c˜ao de distribui¸c˜ao de massa, taxa de forma¸c˜ao de estrelas) do sistema estelar onde uma determinada estrela se formou. Assim, o estudo de uma variedade de elementos ´e fundamental para identificar adequadamente os sistemas progenitores de diferentes estrelas, para restringir modelos de forma¸c˜ao gal´actica e para compreender a pr´opria nucleoss´ıntese estelar. Em particular, faltam dandos observacionais para as abundˆancias das esp´ecies mais pesadas assim como idades bem determinadas para as estrelas utilizadas. As estrelas do tipo RRL tˆem idades ≥ 10 Gyr e apresentam pulsa¸c˜oes radiais com rela¸c˜oes per´ıodo-luminosidade bem definidas no infravermelho. Essas rela¸c˜oes permitem uma determina¸c˜ao precisa da distˆancia da estrela. Assim, elas s˜ao excelentes tra¸cadoras da estrutura qu´ımica do Halo. As RRLs s˜ao classificadas de acordo com seu modo de pulsa¸c˜ao, com RRab apresentando o modo fundamental, RRc o primeiro harmˆonico, e RRd um modo misto. Estudos espetrosc´opicos em alta resolu¸c˜ao (HR) dessas estrelas s˜ao limitados. Tais estudos s˜ao essenciais para a investiga¸c˜ao de diversas esp´ecies qu´ımicas como os elementos α, aquelas do pico do Fe, e aquelas produzidos por captura de nˆeutrons. Eles tamb´em s˜ao necess´arios para a calibra¸c˜ao de ´ındices fotom´etricos e estimativas de metalicidade baseadas em espectroscopia de baixa resolu¸c˜ao, que podem ser aplicados a grandes amostras. Neste trabalho, utilizamos dados coletados com nove espectr´ografos HR instalados em oito grandes telesc´opios diferentes e por duas pesquisas em baixa resolu¸c˜ao (LR, SEGUESDSS, LAMOST). Aplicamos a metodologia da espectroscopia HR a uma amostra de 162 RRLs (138 RRab, 23 RRc, 1 RRd) cobrindo uma ampla gama em metalicidade ([Fe/H] de -3,2 a 0,2). Nossa investiga¸c˜ao espectrosc´opica ´e baseada em uma lista de linhas atˆomicas com parˆametros de transi¸c˜ao atualizados. Removemos meticulosamente as linhas que mostravam evidˆencia de blending ou dependˆencia da temperatura efetiva. Usando esta lista de linhas, obtivemos medi¸c˜oes dos elementos leves Na e Al; os elementos α Mg, Si, S, Ca, e Ti; os elementos do pico do Fe Sc, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu, e Zn; e os elementos formados pela captura de nˆeutrons Sr, Y, Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd, e Eu. Em particular, nossa investiga¸c˜ao inclui Ba, formado principalemente pelo processo s, Eu, seu hom´ologo do processo r, e Pr que ´e pouco estudado. Usando estrelas em comum com outras investiga¸c˜oes da literatura HR, transformamos medidas de abundˆancia de outras 85 RRLs (65 RRab, 20 RRc) para nossa escala de abundˆancia qu´ımica. Utilizamos estas medidas HR de alta qualidade para sondar a hist´oria da evolu¸c˜ao qu´ımica do Halo, e tamb´em para compar´a-la com outros componentes Gal´acticos e gal´axias an˜as pr´oximas. A este respeito, os RRLs apresentam a vantagem ´unica de serem velhas e terem distˆancia bem determinadas, enquanto outras popula¸c˜oes estelares geralmente empregadas tˆem idades e distˆancias amb´ıguas. Descobrimos que uma amostra de RRLs ricas em metal e pobres em elementos α existe em alturas gal´acticas baixas. No plano [α/Fe] versus [F No plano [α/Fe] versus [Fe/H], esta amostra exibe uma continuidade com o resto dos RRLs no Halo, sugerindo uma origem comum. Al´em disso, esta amostra tra¸ca a popula¸c˜ao rica em metal do Halo que ´e mal representada por outras popula¸c˜oes estelares e exibe um comportamento com metalicidade em desacordo com os outros componentes gal´acticos (Bojo e Disco), mas semelhante a an˜a esferoidal em Sagit´ario. Realizamos a mesma compara¸c˜ao para as outras esp´ecies qu´ımicas e discutimos os efeitos das corre¸c˜oes NLTE, diferentes listas de linhas e efeitos sistem´aticos que surgem da evolu¸c˜ao estelar. Ao aplicar a mesma an´alise HR a uma amostra de seis gigantes n˜ao-vari´aveis e sete an˜as de campo, mostramos que as diferen¸cas de abundˆancia, especialmente para elementos α, entre as estrelas de campo de idades variadas e as RRLs s˜ao intr´ınsecas. O m´etodo ∆S fornece estimativas de metalicidade para RRLs com espectros LR. O n´umero de espectros LR dispon´ıveis para RRLs ´e cerca de duas ordens de magnitude maior do que espectros HR. Portanto, um estimador de metalicidade LR cuidadosamente calibrado ´e uma alternativa extremamente valiosa j´a que medidas HR, embora mais mais precisas, s˜ao tamb´em mais escassas. Os resultados do m´etodo ∆S s˜ao amplamente utilizados na calibra¸c˜ao de m´etodos fotom´etricos como a decomposi¸c˜ao de parˆametros de Fourier. At´e recentemente, este m´etodo era v´alido somente para a estrelas RRab fora do intervalo de fase do ramo ascendente da curva de luz e se baseava na escala de metalicidade de Zinn & West (1984), que n˜ao ´e linear com as medidas modernas em HR. Usando os resultados HR para 143 RRLs (111 RRab, 32 RRc), desenvolvemos uma nova calibra¸c˜ao do m´etodo ∆S na mesma escala de metalicidade que nossos resultados HR. Ela pode ser aplicado a todo o ciclo de pulsa¸c˜ao tanto das vari´aveis RRab quanto das RRc, com resultados preliminares mostrando que ela ´e v´alido tamb´em para as vari´aveis RRd. Aplicamos esta nova calibra¸c˜ao a uma amostra de 7768 RRLs (5196 RRab, 2572 RRc) que n˜ao possuem espectros HR dispon´ıveis e encontramos excelente concordˆancia com os resultados derivados em HR. A amostra completa com 247 RRLs estudados em HR ´e o maior e mais homogˆeneo conjunto de dados de estrelas velhas estudadas na literatura. Ela fornece dados a todas as principais fam´ılias qu´ımicas para o componente estelar mais antigo da Gal´axia, cobrindo 3 dex em metalicidade. Nossa amostra cobre uma fra¸c˜ao significativa do Halo come¸cando em uma distˆancia Galactocˆentrica de aproximadamente 4 kpc, com medidas HR alcan¸cando 26 kpc, e estimativas de metalicidade em LR chegando a 150 kpc. Estes resultados s˜ao cruciais n˜ao apenas para a modelagem da forma¸c˜ao gal´actica, mas tamb´em para a investiga¸c˜ao dos processos nucleossint´eticos devido a sua homogeneidade tanto na escala de abundˆancia como na idade, sua distribui¸c˜ao espacial, e sua ampla cobertura em metalicidade. Al´em disso, a nova calibra¸c˜ao do m´etodo ∆S ´e aplic´avel, pela primeira vez, `as RRLs de todos os modos de pulsa¸c˜ao observadas em qualquer fase, sem a exigˆencia de estudos fotom´etricos detalhados ou observa¸c˜oes cuidadosamente cronometradas. O trabalho realizado nesta tese tamb´em foi parcial ou totalmente empregado por nosso grupo em v´arias investiga¸c˜oes, incluindo a sondagem da estrutura fina do diagrama Bailey e sua rela¸c˜ao com a dicotomia de Oosterhoff, o desenvolvimento de novos estimadores de velocidade baricˆentrica e modelos de curvas de velocidade, e uma nova calibra¸c˜ao do m´etodo de decomposi¸c˜ao de parˆametros de Fourier usando nossa nova escala de metalicidade.