Confronto con la letteratura

una seconda gaussiana con valore del picco vicino a −1.0 dex, ma dispersione significativamente più elevata (tra 0.2 e 0.35 dex).

Le distribuzioni di metallicità dei 5 campi più interni con sovrapposte la somma delle due componenti gaussiane determinate col GMM sono mostrate in figura6.3. La distribuzione complessiva di metallicità trovata in questo lavoro è presenta- ta in figura6.4, dove è ben evidente il basso numero di stelle metal-poor trovate. Anche in questo caso, è stata studiata la bimodalità della distribuzione complessiva di metallicità sovrapponendole la somma delle due componenti gaussiane determi- nate col GMM, piccate su un valore di abbondanza in Ferro vicino a−0.5 dex e

−1.0 dex.

6.2

Confronto con la letteratura

Per confrontare i risultati ottenuti in questo lavoro di tesi con quelli di altri stu- di basati su spettri ad alta risoluzione è stato considerato quello diPompéia et al.

(2008), nel quale vengono studiate 59 stelle giganti situate nel disco a∼ 1.2 kpc (∼ 1.4◦) dal centro della LMC.

Il lavoro è stato ampliato successivamente daVan der Swaelmen et al.(2013), che confronta in maniera omogenea le abbondanze diPompéia et al.(2008) con nuove abbondanze di 106 stelle della Barra.

La componente dominante delle due distribuzioni di metallicità risulta essere [F e/H]∼

−0.66 (σ ∼ 0.18 dex) per la Barra, e [F e/H] ∼ −0.55 (σ ∼ 0.20 dex) per il cam-

po localizzato nel disco.

Questa differenza sistematica tra le due distribuzioni sembra suggerire una metalli- cità inferiore nelle regioni interne della LMC, in contrasto con i risultati da spettri a bassa risoluzione (Carrera et al.,2008,2011) e con i risultati di questo lavoro, che invece riscontrano una stabilità della metallicità nelle regioni interne della LMC ed un calo verso il bordo del disco interno.

Continuando con il confronto, i risultati trovati in questo lavoro di tesi sono in accordo con quelli di Lapenna et al. (2012), nel quale si sono analizzate 89 stelle della LMC collocate nel campo circostante l’ammasso NGC1786 di coordi- nate RA = 74.782563◦e Dec = −67.755223◦ e appartenente al disco galattico. Vengono osservate due popolazioni distinte, la principale piccata intorno al valore [F e/H]∼ −0.49 dex e la secondaria centrata su [F e/H] ∼ −1.07 dex, in accor- do con l’abbondanza di Ferro dei campi più metallici individuati in questo studio, che oltretutto si collocano nelle zone circostanti ad NGC1786. Le due popolazioni comprendono rispettivamente l’84% e il 16% delle stelle.

64 6. Distribuzione di metallicità della LMC

F2_N1754

F3_N1898 F4_N1978

F5_N2173 F6_N2210

Figura 6.3: Distribuzione delle abbondanze di Ferro nei campi analizzati, con sovrapposta la somma delle due componenti gaussiane determinate col GMM.

6.2 Confronto con la letteratura 65

Figura 6.4: Distribuzione complessiva delle abbondanze di Ferro di tutte le stelle analizzate, con sovrapposta la somma delle due componenti gaussiane determinate col GMM.

alta risoluzione di 308 stelle giganti, collocate in due campi vicini al centro fotome- trico della Barra della LMC (le stelle di uno dei due campi sono state selezionate da uno studio precedente a bassa risoluzione diCole et al.(2005)). In entrambi in campi si osserva la presenza di due popolazioni separate in metallicità, piccate a [F e/H] =−0.76 dex e [F e/H] = −1.20 dex con dispersioni rispettivamente pari a σ = 0.28 e σ = 0.41, nelle stesse percentuali date daLapenna et al.(2012). È da notare che la dispersione del picco principale misurata in questo lavoro di tesi è significativamente inferiore (di circa un fattore 2) rispetto a quella trovata daSong et al.(2017). L’assenza di stelle in comune tra i due campioni non permette di comprendere se tale differenza sia reale o dovuta ad una maggiore incertezza nelle misure diSong et al.(2017).

6.2.2 Osservazioni a bassa risoluzione

Studi sistematici della metallicità della popolazione di campo della LMC sono quello diCole et al.(2005) eCarrera et al. (2008) che analizzano spettri a bassa

66 6. Distribuzione di metallicità della LMC

risoluzione di stelle giganti, determinando la metallicità mediante relazioni empi- riche utilizzando il tripletto del CaII, opportunamente calibrate su ammassi glo- bulari di metallicità nota. Nel primo lavoro vengono studiate 373 stelle collocate intorno al centro della Barra, e si osserva la presenza di 2 popolazioni distinte, dove quella dominante (che racchiude l’89% delle stelle) è centrata intorno ad [F e/H] ∼ −0.37 e l’altra a [F e/H] ∼ −1.08. Le differenze rispetto al nostro studio, nel quale la metallicità è stata misurata direttamente dalle righe del Fer- ro, possono essere attribuite al diverso metodo utilizzato, in quanto il tripletto del CaII è un indicatore indiretto di metalliità. InfattiVan der Swaelmen et al.(2013) nel loro studio sull’abbondanza chimica della popolazione della Barra della LMC, confrontano il valore di [F e/H] che si ricava dal tripletto del CaII con quello ot- tenuto dall’analisi di spettri ad alta risoluzione (HR), e notano che le abbondanze sono confrontabili fino a circa [F e/H]∼ −0.5. Per metallicità più elevate trovano che [F e/H]CaT ≥ [F e/H]HR, spiegando questa differenza con il fatto che nelle

stelle a più alta metallicità il posizionamento del continuo nella regione del tripletto del calcio può risultare difficoltosa e portare ad una sovrastima dell’abbondanza. Nel lavoro diCarrera et al. (2008) invece, vengono prese in esame stelle giganti appartenenti a 4 campi, collocati a distanza crescente verso nord a 3◦, 5◦, 6◦ e 8◦ dal centro. Le conclusioni a cui sono giunti è che entro 6◦ dal centro della LMC l’abbondanza di Ferro resta pressoché costante a−0.5, poi inizia a calare, arrivan- do ad un valore di−0.8 nel campo più esterno. I risultati sono confrontabili con quelli ricavati nel nostro studio, nel quale si è analizzato il campo F4_N1978 che pur essendo a circa 4◦ dal centro verso nord, mantiene il valore di abbondanza ti- pico della popolazione metal-rich.

Lo stesso lavoro è stato poi implementato studiando altri campi inCarrera et al.

(2011) dove, dopo aver ricavato l’età delle popolazioni stellati mediante lo studio di CMD e aver trovato la relazione età-metallicità per la LMC, concludono che l’età della popolazione più vecchia è pressoché coeva in tutti i campi dato che la popolazione secondaria resta piccata circa sulla stessa abbondanza di Ferro, mentre l’età della componente giovane aumenta verso l’esterno, in quanto diventa sempre meno metallica. Questo è coerente con quanto trovato in questo lavoro di tesi, e viene giustificato con uno scenario outside-in per la formazione del disco (Meschin et al.,2014).

Questo tipo di scenario è stato previsto daStinson et al.(2009) e poi osservato da

Hidalgo et al.(2011) per le galassie di piccola massa, di cui la LMC fa parte, in contrapposizione con le galassie a spirale di grande massa, per le quali lo scenario ipotizzato è invece di tipo inside-out.