Da Protogaláxia ao Disco Espesso e Fino: A Evolução da Via Láctea em Três Fases Cinemáticas

Dados recentes obtidos pelos levantamentos APOGEE e Gaia revelaram que a estrutura da Via Láctea parece ter evoluído através de três fases cinemáticas distintas. Inicialmente, nos primórdios do cosmos, a Via Láctea existia como uma protogaláxia caótica e desordenada. Posteriormente, essa estrutura primordial evoluiu para uma segunda fase cinemática, caracterizada pela formação estelar em um disco espesso e rotativo. A transição para a terceira e última fase ocorreu com a formação de estrelas em um disco estelar fino e frio. Neste estudo, empregamos um conjunto de simulações cosmológicas ampliadas de galáxias com massa similar à da Via Láctea, utilizando o modelo FIRE-2, para demonstrar que essas mesmas três fases emergem em nossos modelos e para investigar suas origens físicas subjacentes.

A análise das simulações indica que o gás na galáxia começa a girar de forma coerente após o término da fase protogaláctica inicial, que era intrinsecamente agitada. Esse processo é seguido pela rotação de estrelas jovens, marcando o início da fase do disco espesso. Esta segunda fase coincide com um período de elevada taxa de conversão de gás frio em estrelas, embora a formação estelar nesse estágio ainda ocorra em episódios de rajadas. A dinâmica observada nas simulações sugere que a formação do disco espesso é um passo crucial na estruturação galáctica, estabelecendo as bases para a evolução subsequente.

A transição final para a fase de disco fino é desencadeada quando o meio circungaláctico interno atinge a virialização. Esta fase é caracterizada por um regime de formação estelar mais constante e por taxas intermediárias de conversão de gás frio em estrelas, em contraste com as rajadas observadas na fase anterior. A estabilização do meio circungaláctico interno é, portanto, um evento chave que permite a formação de uma estrutura de disco mais organizada e menos turbulenta, resultando no disco fino que observamos atualmente na Via Láctea.

As condições para a formação de um disco espesso parecem ser relativamente mínimas, exigindo principalmente a presença de um centro de movimento de massa estável. Essa estabilidade inicial permite que o gás comece a se organizar e a formar uma estrutura rotacional, mesmo que ainda com características de turbulência e formação estelar em rajadas. A emergência de um núcleo gravitacional coeso é fundamental para iniciar o processo de disco, servindo como um ponto de ancoragem para a matéria circundante e facilitando a coalescência do gás e das estrelas em uma configuração mais discóide.

Em contrapartida, a formação de um disco fino impõe requisitos mais rigorosos. Para que essa estrutura se desenvolva, o gás deve acumular-se na galáxia de forma suficientemente lenta, permitindo que seu momento angular se misture e se torne coerente antes de ser incorporado à estrutura galáctica. Esse processo gradual de acreção e mistura é essencial para a formação de um disco estelar frio e geometricamente fino, onde as órbitas estelares são mais ordenadas e menos dispersas verticalmente. A lentidão da acreção garante que o gás tenha tempo para relaxar e se assentar no plano do disco, resultando na morfologia observada.

Nossas simulações FIRE-2, ao replicarem com sucesso as três fases cinemáticas observadas na Via Láctea, fornecem um arcabouço robusto para compreender os mecanismos físicos que impulsionam a evolução galáctica. A capacidade de modelar a transição de uma protogaláxia caótica para discos espessos e finos, correlacionando-os com processos como a virialização do meio circungaláctico e as taxas de formação estelar, reforça a validade desses modelos cosmológicos. Este estudo aprofunda nosso entendimento sobre como as galáxias, incluindo a nossa própria, adquirem suas complexas estruturas ao longo do tempo cósmico.