Seguidamente apresentam-se as distribui¸c˜oes de metalicidade para a totalidade das estre- las (figura 4.18) e para os subconjuntos de estrelas classificadas como popula¸c˜ao I (figura 4.19), popula¸c˜ao II (figura 4.20) e popula¸c˜ao III (figura 4.21), segundo o crit´erio de Str¨omgren. Na distribui¸c˜ao da metalicidade para a amostra total, nota-se que apresenta um ligeiro desvio para valores negativos, apesar de ter tamb´em uma certa dispers˜ao para valores positivos algo elevados.
Em particular, na distribui¸c˜ao de [F e/H] das estrelas classificadas como popula¸c˜ao I, nota-se que apresentam um desvio para valores positivos, obtendo-se o valor m´edio de [F e/H] = 0.12 dex, que, embora seja pr´oximo da metalicidade solar, ´e sim´etrico do valor m´edio da literatura ([F e/H] ≈
4.4. METALICIDADE E ESCALA DE ALTURA 109
Figura 4.18: Distribui¸c˜ao de metalicidade para a amostra total das 485 estrelas.
Figura 4.19: Distribui¸c˜ao de metalicidade para es- trelas as classificadas como popula¸c˜ao I.
−0.10 dex). No entanto, dado o valor do desvio padr˜ao (σ[F e/H] = 0.34), o valor publicado encontra-
se a menos de 1σ do resultado desta distribui¸c˜ao. Uma explica¸c˜ao poss´ıvel para esta circunstˆancia poder´a ser a acumula¸c˜ao dos erros dos ´ındices fotom´etricos, nas equa¸c˜oes de calibra¸c˜ao da metali- cidade, induzindo maior dispers˜ao, que ´e igualmente vis´ıvel para valores negativos.
Figura 4.20: Distribui¸c˜ao de metalicidade para as estrelas classificadas como popula¸c˜ao II.
Figura 4.21: Distribui¸c˜ao de metalicidade para as estrelas classificadas como popula¸c˜ao III.
Relativamente `as estrelas classificadas como popula¸c˜ao III, a metalicidade m´edia est´a cen- trada em −0.49 dex, apresentando uma dispers˜ao σ[F e/H] = 0.26 dex. Este resultado ´e consistente
com o valor da literatura ([F e/H] ≈ −0.55), e ´e idˆentico ao de Ant´on (1995) e Agostinho et al. (1996), obtido a partir dum subconjunto desta amostra, apenas com estrelas dos campos 1 e 2. Comparativamente `as popula¸c˜oes anteriores, as estrelas classificadas como popula¸c˜ao II tˆem valores mais deslocados para a zona de menores metalicidades, como era esperado, apresentando um valor m´edio [F e/H] ≈ −1.06, tamb´em idˆentico ao de Ant´on (1995) e Agostinho et al. (1996), com uma dispers˜ao σ[F e/H] = 0.53 dex. No entanto, subsiste um pequeno conjunto de estrelas com
metalicidades do tipo solar, que tornam a m´edia da amostra superior aos valores da literatura ([F e/H] ≈ −1.50).
Isso ´e indicativo do enviesamento, em metalicidade, da amostra total e da presen¸ca de estrelas das popula¸c˜oes I e III na amostra classificada como popula¸c˜ao II, o que ´e plaus´ıvel, por duas raz˜oes. Em primeiro lugar, a aplica¸c˜ao do crit´erio de metalicidade, para a distribui¸c˜ao das estrelas pelas popula¸c˜oes, n˜ao ´e suficiente para garantir a perten¸ca duma estrela a uma dada popula¸c˜ao, sendo necess´ario determinar tamb´em os parˆametros cinem´aticos das estrelas. Em segundo lugar, nota-se claramente que o n´umero de estrelas atribu´ıdos `a popula¸c˜ao II ´e excessivo.
De facto, assumindo uma densidade relativa m´edia de 0.2% (vid´e cap´ıtulo 2) para essa componente, estatisticamente, em 485 estrelas deveriam existir cerca de 1 ou 2 estrelas do halo na amostra, ao inv´es das 37 que foram assim classificadas. A mesma situa¸c˜ao se pode observar na amostra de estrelas classificadas como popula¸c˜ao III. Nesse caso, assumindo uma densidade m´edia de ≈ 10%, como se determinou no cap´ıtulo 2, deveriam existir ≈ 50 estrelas da popula¸c˜ao III, contrariamente `as 95 que se classificaram como tal.
Assim, sem aplicar crit´erios cinem´aticos, n˜ao se pˆode estabelecer uma correspondˆencia ri- gorosa entre uma dada estrela e a popula¸c˜ao a que pertence. N˜ao obstante, foi poss´ıvel analisar a varia¸c˜ao da metalicidade das amostras populacionais. Para tal, apresenta-se um gr´afico da altura ao PG (z) em fun¸c˜ao de δm0, na figura 4.22, para determinar a distribui¸c˜ao da metalicidade com
a altura ao PG, e outra de z em fun¸c˜ao da metalicidade, na figura 4.23, que ilustra a distribui¸c˜ao das trˆes amostras em fun¸c˜ao de [F e/H].
Figura 4.22: Distˆancia z pc em fun¸c˜ao do ´ındice de metalicidade δm0. Os tra¸cos verticais indicam
os limites de δm0 para a divis˜ao das popula¸c˜oes,
0.045 (tracejado) e 0.080 (pontilhado). O segmento horizontal da Pop. II indica a altura m´edia ao PG da amostra, em fun¸c˜ao de δm0; a recta ajustada das
Pop. I e III corresponde `a varia¸c˜ao da metalicidade dessas amostras com a altura ao PG.
Figura 4.23: Distˆancia z em fun¸c˜ao da meta- licidade. Os triˆangulos a abertos representam a amostra da Pop. I, os triˆangulos a cheio repre- sentam a amostra da Pop. III e os quadrados representam a amostra da Pop. II.
4.4. METALICIDADE E ESCALA DE ALTURA 111
Como se pode observar na figura 4.22, para as amostras das popula¸c˜oes I e III, a distribui¸c˜ao de z em fun¸c˜ao de δm0 sugere a existˆencia duma varia¸c˜ao da metalicidade com a altura ao PG
(recta de tendˆencia m´edia ajustada), verificando-se o aumento de δm0 com o incremento de z.
Isto ´e, as estrelas mais pobres em metais (maior δm0) aparecem, em m´edia, incrementalmente
mais afastadas do PG, como era esperado. Para a amostra da popula¸c˜ao II, o n´umero reduzido de elementos n˜ao permitiu extrapolar esse resultado. No entanto, foi poss´ıvel determinar uma altura m´edia ao PG para a distribui¸c˜ao de δm0 dessa amostra (segmento horizontal), com o valor de
≈ 344 pc, obtido a partir do histograma na figura 4.26.
Figura 4.24: Distribui¸c˜ao de z para as estrelas clas- sificadas como popula¸c˜ao I.
Figura 4.25: Distribui¸c˜ao de z para as estrelas clas- sificadas como popula¸c˜ao III.
Figura 4.26: Distribui¸c˜ao de z para as estrelas clas- sificadas como popula¸c˜ao II.
Figura 4.27: Distribui¸c˜ao de z para a amostra total de estrelas calibradas.
O facto da recta ajustada e do segmento coincidirem em δm0= 0.080, sugere uma varia¸c˜ao
suave na distribui¸c˜ao das metalicidades entre as v´arias amostras populacionais, para z < 600 pc e na vizinhan¸ca solar. Nesse sentido, observando a figura 4.23, nota-se que h´a sobreposi¸c˜ao de metalicidade entre elas, sustentando a afirma¸c˜ao anterior. N˜ao obstante, permanece v´alida a varia¸c˜ao de [F e/H] com z, para as estrelas classificadas como popula¸c˜oes I e III. Para estas, tamb´em
se obtiveram valores m´edios de z, a partir dos histogramas ilustrados nas figuras 4.24 e 4.25. Como se pode observar, o valores m´edios de z determinados para as trˆes amostras populacionais s˜ao relativamente pr´oximos, variando entre 283 e 344 pc, ou seja, ∆z ≈ 60 pc, sendo as dispers˜oes consider´aveis (σz ≈ 148 pc).
Fazendo a m´edia dos valores, obt´em-se z ≈ 321 pc, que ´e concordante com o valor can´onico da literatura para a escala de altura do disco fino velho (325 pc − vid´e cap´ıtulo 2). Observando ainda, atentamente, o histograma da figura 4.27, representativo da escala de altura da amostra total de 485 estrelas, verifica-se que existem dois picos na distribui¸c˜ao de z, um centrado em torno de 150 pc e outro em torno de 300 pc, o que sugere a presen¸ca das duas componentes populacionais do disco fino: o disco fino novo, com hz≈ 150 pc, e o disco fino velho, com hz ≈ 300 pc. Estes valores,
s˜ao consistentes com os valores da literatura para estas componentes, sendo tamb´em concordantes com os resultados obtidos por Maia (1996) e Agostinho et al. (1996), com o referido subconjunto de estrelas da presente amostra.
Assim, comprova-se que a amostra total de estrelas calibradas ´e constitu´ıda, na sua grande maioria, por estrelas do disco fino. Relativamente `a separa¸c˜ao por popula¸c˜ao, em fun¸c˜ao do ´ındice de metalicidade, como se referiu, a mesma n˜ao produz uma correspondˆencia un´ıvoca entre uma dada estrela e a popula¸c˜ao em que ´e classificada. Nesse sentido, al´em de estrelas do disco fino, seleccionadas por metalicidade, a presente amostra cont´em tra¸cos caracter´ısticos da presen¸ca de estrelas do disco espesso e, eventualmente, do halo, a crer na cauda de metalicidades presentes no histograma relativo `a distribui¸c˜ao de metalicidade das estrelas classificadas como popula¸c˜ao II. No entanto, como se ver´a na sec¸c˜ao 4.6, os erros obtidos nas calibra¸c˜oes das equa¸c˜oes de [F e/H], n˜ao permitem confirmar essa situa¸c˜ao.