One of these concerns the transition between the thick disk and the thin disk. The thick disk is composed of old stars of unknown origin. They could have been formed in the Galaxy, or have been accreted from a dwarf galaxy in the distant past of the Milky Way (more than 8-10 billion years). The abundance of alpha-elements as a function of metallicity (see figure) for stars in the solar neighbourhood shows that there exist a hiatus in metallicity between metal-rich stars of the thick disk (at about -0.2 dex) and metal-poor stars of the thin disk (at -0.8<[Fe/H]<-0.6 dex). Standard chemical evolution has difficulties to deal with this observational constraint : how can we explain that stars of the thick disk (old, and supposedly formed at an epoch when the metallicity in the Galaxy was lower) have larger abundances by a factor of 2 to 4 than thin disk stars ?

It is known that there exist a metallicity gradient in the thin disk : the stars formed in the inner or outer disk are respectively (in the mean), more metal rich or more metal poor than those formed in the solar neighbourhood. The analysis of the orbital parameters of the thin disk metal-poor stars shows that they probably come from the outer disk. Hence, the metallicity of stars at the solar galactocentric radius is significantly enlarged because of radial migration (from -0.2,+0.2 dex to -0.8,+0.6 dex). If we retain only stars that were formed at the solar galactocentric radius, the hiatus in metallicity is not apparent anymore. This result suggests that the parenthood between the two disks could be real, and that stars of the thick disk could indeed have formed in the Galaxy.

A second consequence is related to the correlation between the metallicity of stars and the presence of giant planets. Most giants planets have been discovered around metal-rich stars. Radial mixing implies that they originate from the inner disk. What is observed in the metallicity interval between -0.2 to -0.8 dex - where stars of the thin disk have supposedly migrated from the outer disk ?

In this interval, the majority (13 out of 14) of the stars with planet belong to the thick disk population or are intermediate between the thin disk and the thick disk. Only one star clearly originate from the outer disk. This contradicts the simple correlation between the presence of giant planets and the metallicity of stars. If metallicity is the only parameter controlling the presence of giant planets, we would expect a similar proportion of stars with planets in the thick disk and in the thin disk in this metallicity interval. Radial mixing offers a new way to envisage this problem. The question is now : why is it that stars with the highest fraction of giant planets come from the inner thin disk, and those with the lowest fraction come from the outer disk ? In other words, is there a parameter, other than metallicity, that depends on the distance to the galactic center and which controls the fraction of giant planets ? The statistics evocated above is arguably low and needs to be confirmed, but raises a new question.

Figure : L’abondance en élément alpha [alpha/Fe] en fonction de la métallicité [Fe/H] pour des étoiles au voisinage du Soleil. En vert et jaune, les étoiles du disque épais et du disque mince (d’après une classification cinématique). L’étude des paramètres orbitaux des étoiles du disque mince à [Fe/H]

Note : the metallicity measures the abundance of elements heavier than hydrogen and helium in the atmosphere of stars. It is given relatively to the sun own abundance. Alpha elements are synthetized in massive stars and have a nucleus, the mass of which is a multiple of that of helium (alpha particule). Ca, Mg, Si, and Ti alpha-elements have been used in these studies.

References Haywood, 2008, MNRAS in presse, Radial mixing and the transition between the thick and thin Galactic discs http://arxiv.org/abs/0805.1822 Haywood 2008 A&A 482, 673, A peculiarity of metal-poor stars with planets ? http://arxiv.org/abs/0804.2954

Contact Misha Haywood (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 4 mars 2013

La première conséquence de la migration des étoiles concerne la transition entre le disque ’épais’ et le disque ’mince’. Le disque épais est composé d’étoiles vieilles dont l’origine n’est pas bien connue. Elles pourraient s’être formées dans la Galaxie, ou être le résultat de l’accrétion d’une galaxie naine dans le passé lointain de la Voie Lactée (il y a plus de 8 à 10 milliards d’années). L’abondance en éléments ’alpha’ en fonction de la métallicité des étoiles au voisinage du soleil (voir figure), montre qu’il existe un hiatus en métallicité entre les étoiles riches en métaux du disque épais (vers -0.2 dex) et celles pauvres en métaux du disque mince (à -0.8<[Fe/H]<-0.6). L’évolution chimique standard s’accorde mal de cette différence : comment expliquer que les étoiles du disque épais, (plus vieilles, donc formées à une époque où la metallicité était plus faible), soient 2 à 4 fois plus riches en métaux que des étoiles du disque mince ? Par ailleurs, on sait qu’il existe, dans le disque galactique, un gradient de métallicité : les étoiles formées dans les régions internes et externes du disque galactique sont (en moyenne) respectivement plus et moins enrichies que les étoiles du voisinage solaire. Or, l’analyse des paramètres orbitaux des étoiles pauvres du disque mince montre qu’elles proviennent sans doute du disque externe.

Ainsi, la migration des étoiles dans le disque mince élargit significativement l’intervalle de métallicité des étoiles que l’on trouve au rayon galactique solaire (-0.8 à +0.6 dex), qui sinon serait beaucoup plus réduit (-0.2 à +0.2 dex). Si on ne tient compte que des étoiles qui se sont formées au rayon galactique solaire, la discontinuité apparente en métallicité entre les deux disques disparaît. Ce résultat suggère que le lien de parenté entre les deux disques pourrait être réel, et amener à conclure que les étoiles du disque épais se sont formées dans la Galaxie.

Une deuxième conséquence concerne la relation entre la métallicité des étoiles et la présence de planètes géantes. La plupart des planètes géantes sont découvertes autour d’étoiles riches en métaux. Le mélange radial implique que celles-ci proviennent donc du disque interne. Qu’observe-t’on dans le domaine de métallicité allant de -0.2 à -0.8 dex - là où les étoiles de la population du disque mince ont vraisemblablement migrées à partir du disque externe ?

La très grande majorité (13 sur 14) des étoiles avec planète appartiennent soit au disque épais, soit sont intermédiaires entre le disque mince et le disque épais. Une seule a clairement son origine dans le disque externe. Ceci contredit la corrélation simple entre la présence de planète géante et la métallicité des étoiles. Si la métallicité est la seule responsable de la présence de planète, une proportion équivalente devraient se trouver sur des étoiles du disque mince et du disque épais à une même métallicité. Le mélange radial des étoiles permet d’envisager ce problème selon une nouvelle perspective. La question qui se pose alors est la suivante : comment se fait-il que les étoiles sur lesquelles on détecte le plus de planètes géantes viennent du disque interne, celles où on en détecte le moins du disque externe ? En d’autres termes, y a t’il un paramètre, autre que la métallicité, dépendant de la distance au centre galactique, qui contrôle le taux de planète géante ? La statistique évoquée ci-dessus est faible, et demande à être augmentée, mais la question est posée.

Figure : L’abondance en élément alpha [alpha/Fe] en fonction de la métallicité [Fe/H] pour des étoiles au voisinage du Soleil. En vert et jaune, les étoiles du disque épais et du disque mince (d’après une classification cinématique). L’étude des paramètres orbitaux des étoiles du disque mince à [Fe/H]

Note : la métallicité est une mesure de l’abondance des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium dans l’atmosphère des étoiles. Elle est exprimée relativement au Soleil. Les éléments alpha sont fabriqués dans les étoiles massives et ont une masse qui est un multiple entier de celle de l’hélium (particule alpha). Il s’agît ici de Ca, Mg, Si, Ti.

Références Haywood, 2008, MNRAS sous presse, Radial mixing and the transition between the thick and thin Galactic discs http://arxiv.org/abs/0805.1822 Haywood 2008 A&A 482, 673, A peculiarity of metal-poor stars with planets ? http://arxiv.org/abs/0804.2954

Contact

Misha Haywood (Observatoire de Paris, GEPI)

Dernière modification le 22 février 2013