DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA Universidad de La Laguna HISTORIA DEL ENRIQUECIMIENTO QU´IMICO Y GRADIENTES DE METALICIDAD EN LAS NUBES DE MAGALLANES Memoria que presenta D. Ricardo Carrera Jim´enez para optar al grado de Doctor en Ciencias F´ısicas. INSTITUTO D- ASTROFISICA D- CANARIAS noviembre de 2006 A mis Padres A Marta y Ana A Juan Bautista y Ra´ul v Resumen ¿C´omo se forman las galaxias? ¿C´omo evolucionan? Estas´ son cuestiones fundamentales que los cartografiados profundos de galaxias a alto desplazamiento al rojo tratan de resolver. Una segunda aproximaci´on es reconstruir la historia de formaci´on estelar de las galaxias a trav´es de sus poblaciones estelares resueltas. La historia de formaci´on estelar de una galaxia se puede caracterizar a trav´es de cuatro funciones: la tasa de formaci´on estelar, la ley de enriquecimiento qu´ımico, la funci´on inicial de masas y la fracci´on de binarias. Las diferencias entre las distintas historias de formaci´on estelar observadas vienen determinadas principalmente por la tasa de formaci´on estelar y la ley de enriquecimiento qu´ımico. La primera de ellas se obtiene a partir de los diagramas color-magnitud, mientras que la ley de enriquecimiento qu´ımico se ha caracterizado a partir de la distribuci´on en color de las estrellas en la Rama de Gigantes Rojas, a pesar de la dificultad que supone la degeneraci´on edad-metalicidad presente en la Rama de Gigantes Rojas. El objetivo principal de este trabajo es romper esta degeneraci´on, obteniendo la metalicidad por un m´etodo alternativo. La v´ıa m´as precisa para medir abundancias qu´ımicas es la espectroscop´ıa de alta resoluci´on. Sin embargo, esta t´ecnica requiere de un tiempo de telescopio desmesurado. La alterna- tiva es la espectroscop´ıa de baja resoluci´on, que junto con los modernos espectroscopios multiobjeto, permite observar un gran n´umero de estrellas en un tiempo razonable. En las galaxias, ´unicamente podemos observar espectrosc´opicamente las estrellas m´as brillantes, que en muchos casos son las estrellas Gigantes Rojas. El ´ındice adecuado para ◦ medir la metalicidad de estas estrellas es el triplete infrarrojo del Ca II ( 8500 A), que ∼ es la caracter´ıstica m´as relevantes de la parte infrarroja de su espectro. La relaci´on entre la anchura equivalente de las l´ıneas del triplete de Ca II y la metalicidad se ha estudiado principalmente en sistemas viejos y pobres en metales. Sin embargo, las galaxias presentan, en general, amplios rangos de edades y metalicidades. El primer objetivo de este trabajo fue estudiar el comportamiento de las l´ıneas del triplete de Ca II con la edad y la metalicidad. Para ello hemos medido las l´ıneas del triplete de Ca II en estrellas de c´umulos abiertos y globulares que cubren los m´as amplios rangos de edad y metalicidad, 0.25 (Edad/Ga) 13 ≤ ≤ y -2.2 [Fe/H] +0.47, en los cuales se ha investigado el comportamiento de las l´ıneas del ≤ ≤ triplete de Ca II hasta el momento. El siguiente paso ha sido utilizar este ´ındice para medir abundancias estelares en las Nubes de Magallanes y de este modo estudiar su evoluci´on qu´ımica. Por su proximidad, estas galaxias son un excelente laboratorio para probar la potencia de este m´etodo. Son facilmente observables desde tierra y presentan poblaciones estelares con un amplio rango de edades y metalicidad. Hemos observado estrellas en diferentes posiciones en las dos galaxias. El principal resultado es la presencia en ambas de un gradiente de poblaciones, en el sentido de que las estrellas m´as met´alicas son tambi´en m´as j´ovenes, y se encuentran concentradas principalmente en las regiones centrales. En promedio la Gran Nube de Magallanes es m´as met´alica que la Peque˜na Nube. En el caso de la Peque˜na Nube de Magallanes hemos encontrado que las poblaciones estelares m´as viejas de 1 Ga no presentan la apariencia irregular que se observa actualmente en esta galaxia. vii Summary How do galaxies form? How do they evolve? These are the fundamental questions driv- ing the current deep, high-z galaxy surveys. A second approach, used here, reconstructs the star formation histories of galaxies from their resolved stellar populations. The main functions that are commonly used to define the star formation history of a complex stellar system are four: the star formation rate, the chemical enrichment law, the initial mass function and the binary function. The two that one expects to present a larger variation from system to system, and thus those defining its evolutionary history are the star for- mation rate and the chemical enrichment law. The star formation rate is derived in detail from deep color-magnitude diagrams. The chemical enrichment law was traditionally con- strained from color distribution of RGB stars. However, this method to derive metallicities from photometry is a very crude one because in the RGB there is a degeneracy between age and metallicity. The main objective of this work is to break this degeneracy by ob- taining stellar metallicities from another source and then derive the age from the positions of stars in the color-magnitude diagram. The best way to obtain stellar metallicities is high-resolution spectroscopy. However, to evaluate a suitable number of stars, a lot of tele- scope time is necessary. The alternative is low-resolution spectroscopy, which allows us to observe a significant number of stars in a reasonable time with the modern multi-object spectrographers. In galaxies, the only objects that can be observed spectroscopically are the most brilliant stars, which usually are RGB stars. The appropriate spectroscopic index to obtain the ◦ metallicity of these stars is the infrared Calcium II Triplet, ( 8500 A) which is the main ∼ feature of the infrared spectra of red giant stars. The relationship between the equivalent width of the Ca II Triplet lines and metallicity has been studied in metal-poor and coeval stellar systems. However, galaxies have in general a wide ranges of ages and metallicities. The first step in this work was to study the behaviour of the Ca II Triplet lines with age and metallicity. For this purpose we have observed a sample of stars in open and globular clusters which cover the widest age and metallicity ranges, 0.25 (Age/Gyr) 13 ≤ ≤ and -2.2 [Fe/H] +0.47, in which the behaviour of the Ca II Triplet lines has ever been ≤ ≤ studied. The next step in this work has been to measure stellar metallicities with this index in the Magellanic Clouds with the purpose of studying their chemical evolution. Thanks to their proximity, these galaxies are an ideal laboratory to test the power of this method. They are easily observed from the ground and their stellar populations have a wide range of ages and metallicities. The main result of this work is that both galaxies have a stellar population gradient, in the sense that the metal-rich stars are also younger, and they are concentrated in the central regions of both galaxies. On average, the Large Magellanic Cloud is more metal rich than the Small one. ´Indice 1 Introducci´on 1 2 Las Nubes de Magallanes 3 2.1 ElSistemadeLasNubesdeMagallanes . 5 2.1.1 LaGranNubedeMagallanes .. .. .. .. .. .. .. 5 2.1.2 NaturalezadelaBarradelaLMC . 6 2.1.3 LaPeque˜naNubedeMagallanes . 8 2.1.4 LaRegi´onentrelasNubes. 9 2.1.5 La Corriente de Magallanes . 10 2.1.6 Interacciones entre Las Nubes . 11 2.2 C´umulos Estelares en Las Nubes de Magallanes . 12 2.2.1 SistemadeC´umulosdelaLMC. 12 2.2.2 SistemadeC´umulosdelaSMC. 13 2.3 Poblaciones Estelares de Campo en las Nubes de Magallanes ........ 14 2.3.1 Poblaciones m´as J´ovenes . 14 2.3.2 Poblaciones de Edad Vieja e Intermedia en la LMC . 14 2.3.3 Poblaciones de Edad Vieja e Intermedia en la SMC . 16 2.4 El Medio Interestelar en las Nubes de Magallanes . 18 2.4.1 El Medio Interestelar de la LMC . 19 2.4.2 El Medio Interestelar de la SMC . 20 3 Composici´on Qu´ımica de las Nubes de Magallanes 21 3.1 Origen y Evoluci´on de los Elementos Qu´ımicos . 21 3.1.1 La Metalicidad [Fe/H] . 24 3.2 Abundancias Qu´ımicas en el Medio Interestelar . ......... 24 3.3 Composici´on Qu´ımica de la Poblaci´on Joven . ......... 25 3.4 Abundancias Qu´ımicas en la Poblaci´on de Edad Vieja e Intermedia . 27 3.4.1 Metalicidades Estelares en la LMC: Relaci´on Edad-Metalicidad . 27 3.4.2 Metalicidades Estelares en la SMC: Relaci´on Edad-Metalicidad . 30 3.4.3 Composici´on Qu´ımica detallada de las Poblaci´ones de Edad Vieja e Intermedia en las Nubes de Magallanes . 32 x 4 El Triplete Infrarrojo del Ca II como Indicador de Metalicidad 37 4.1 MuestradeC´umulos ............................... 38 4.2 Observaciones y Reducci´on de Datos . 40 4.2.1 VelocidadesRadiales . 43 4.3 ElTripletedeCalcio .............................. 44 4.3.1 Definici´on de las Ventanas de las L´ıneas y del Continuo . 45 4.3.2 LaAnchuraEquivalente . 47 4.3.3 El ´IndicedelCaT ............................ 48 4.3.4 La Anchura Equivalente Reducida . 50 4.4 La Escala de Metalicidad del Triplete de Calcio . 56 4.4.1 Calibraci´on en la Escala de Metalicidad de CG97 . 60 4.4.2 Calibraci´on en otras Escalas de Metalicidad . 62 4.4.3 El papel de la Edad en la relaci´on W’V (W’I ) frente a [Fe/H] . 64 4.4.4 Influencia de la Abundancia [Ca/Fe] . 65 4.5 MetalicidadesdeC´umulos .