Resolvendo a dinâmica interna de aglomerados estelares com dados Gaia DR3

Abstract

Estrelas formam-se predominantemente em agrupamentos originados do colapso e da fragmentação de nuvens moleculares, compartilhando, em primeira aproximação, idade e composição química inicial. Entre esses sistemas, os aglomerados abertos (OCs) constituem populações tipicamente menos massivas e associadas ao disco Galáctico, enquanto os aglomerados globulares (GCs) são sistemas antigos, massivos e de elevada concentração estelar. Ao longo de sua evolução, ambos são modificados pela perda de massa decorrente da evolução estelar, pelo relaxamento dinâmico, pelo escape de membros e pela interação com o ambiente Galáctico. Nesse contexto, este trabalho investiga a estrutura e a dinâmica interna de aglomerados estelares, com ênfase nos OCs e na relação dos indicadores de perda de massa com a metalicidade e a posição Galáctica. Foram analisados 45 OCs distribuídos em diferentes faixas etárias, além de 12 GCs empregados como amostra comparativa em um regime físico distinto. Os grupos analisados foram definidos a partir de dados astrométricos e fotométricos do Gaia Data Release 3 (DR3), sendo a seleção de membros realizada principalmente com base em movimentos próprios e paralaxes, seguida da caracterização das populações por meio de diagramas cor–magnitude (CMDs). Perfis de densidade radial (RDPs) foram utilizados para caracterizar a estrutura espacial, enquanto os perfis de dispersão de velocidades (VDPs), modelados por uma abordagem bayesiana, permitiram determinar dispersões características e massas dinâmicas, além de, em conjunto com os perfis de velocidade de escape, obter a fração de estrelas classificadas como potenciais escapantes segundo o critério cinemático adotado, fesc, empregada como indicador complementar. Para examinar a perda de massa sob diferentes aproximações, foram calculadas também taxas fracionárias teóricas, que incorporam de formas distintas o relaxamento interno, o preenchimento de maré, a evolução temporal e o ambiente Galáctico. Regressões bayesianas foram empregadas para investigar as relações desses indicadores com a metalicidade, a idade e a posição dos aglomerados na Galáxia, considerando também as incertezas observacionais e a cobertura radial das amostras. As taxas teóricas apresentaram associações medianas positivas com [Fe/H] quando apenas a idade foi utilizada como controle, enquanto, após a inclusão de RGC, esse comportamento deixou de ser sustentado e ambas as taxas apresentaram uma diminuição com a distância Galactocêntrica. Esse resultado mostra que o sinal inicialmente associado à metalicidade acompanha, em grande parte, a posição radial dos aglomerados. Em contraste com as taxas teóricas, a associação entre fesc e a metalicidade permaneceu após a inclusão das demais variáveis, indicando uma relação mais persistente com a composição química, embora de natureza correlacional.

Stars predominantly form in groups resulting from the collapse and fragmentation of molecular clouds and share, to first approximation, a common age and initial chemical composition. Among these systems, open clusters (OCs) are typically less massive popula- tions associated with the Galactic disk, whereas globular clusters (GCs) are old, massive systems with high stellar concentrations. Throughout their evolution, both are affected by mass loss driven by stellar evolution, dynamical relaxation, the escape of members, and interactions with the Galactic environment. Within this context, the present work investigates the structure and internal dynamics of stellar clusters, with emphasis on OCs and on the relations of mass-loss indicators with metallicity and Galactic position. The analysis comprises 45 OCs distributed across different age ranges and 12 GCs used as a comparative sample probing a distinct physical regime. The stellar samples analyzed were defined using astrometric and photometric data from Gaia Data Release 3 (DR3). Membership selection was based primarily on proper motions and parallaxes, followed by population characterization through color–magnitude diagrams (CMDs). Radial density profiles (RDPs) were used to characterize the spatial structure, whereas velocity dispersion profiles (VDPs), modeled within a Bayesian framework, allowed characteristic velocity dispersions and dynamical masses to be determined. Together with the escape velocity profiles, the VDPs were also used to obtain the fraction of stars classified as candidate es- capers according to the adopted kinematic criterion, fesc, which served as a complementary indicator. To examine mass loss under different approximations, theoretical fractional rates were also calculated. These rates incorporate internal relaxation, tidal filling, temporal evo- lution, and the Galactic environment in different ways. Bayesian regressions were employed to investigate the relations of these indicators with metallicity, age, and cluster position in the Galaxy, while accounting for observational uncertainties and the radial coverage of the samples. The theoretical rates showed positive median associations with [Fe/H] when age alone was included as a control variable. After the inclusion of RGC, however, this behavior was no longer supported, and both rates decreased with Galactocentric distance. This result indicates that the signal initially associated with metallicity largely traces the radial position of the clusters. In contrast to the theoretical rates, the association between fesc and metallicity remained after the inclusion of the other variables, indicating a more persistent relation with chemical composition, although the result remains correlational.