[論文レビュー] Formation of Galactic Disks I: Why Did the Milky Way's Disk Form Unusually Early?

Vadim A. Semenov, Charlie Conroy+3 more|arXiv (Cornell University)|Jun 15, 2023

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 11

ひとこと要約

この論文は TNG50 シミュレーションにおける MW に類似した銀河を分析し、ディスクがいつどのように形成されるかを明らかにする。ディスク形成の時期と金属量は広く変動し、約10%が銀河系のように早く形成しており、MW は珍しいが、より広い MW質量ディスク集団の範囲内ではない。

ABSTRACT

Recent results from spectroscopic and astrometric surveys of nearby stars suggest that the stellar disk of our Milky Way (MW) was formed quite early, within the first few billion years of its evolution. Chemokinematic signatures of disk formation in cosmological zoom-in simulations appear to be in tension with these data, implying that MW-like disk formation is delayed in simulations. We investigate the formation of galactic disks using a representative sample of MW-like galaxies from the cosmological-volume simulation TNG50. We find that on average MW-mass disks indeed form later than the local data suggest. However, their formation time and metallicity exhibit a substantial scatter, such that $\sim$10% of MW-mass galaxies form disks early, similar to the MW. Thus, although the MW is unusual, it is consistent with the overall population of MW-mass disk galaxies. The direct MW analogs assemble most of their mass early, $\gtrsim 10$ Gyr ago, and are not affected by destructive mergers after that. In addition, these galaxies form their disks during the early enrichment stage when the interstellar medium metallicity increases rapidly, with only $\sim$25% of early-forming disks being as metal-poor as the MW was at the onset of disk formation, [Fe/H] $\approx -1.0$. In contrast, most MW-mass galaxies either form disks from already enriched material or experience late destructive mergers that reset the signatures of galactic disk formation to later times and higher metallicities. Finally, we also show that earlier disk formation leads to more dominant rotationally supported stellar disks at redshift zero.

研究の動機と目的

• 天の川銀河の早期ディスク形成が、MW質量の銀河集団全体の中で典型的かどうかを評価する。
• TNG50 のMW様銀河全体で、ディスク形成の時期（スピンアップ）と金属量（[Fe/H]）を特徴づける。
• 質量組み立て履歴と合併の役割がディスク形成の時期設定にどう影響するかを調査する。
• 初期ディスク形成と現在のディスク支配率および運動学的構造との関係を明らかにする。

提案手法

• ハロー質量、星形成、ディスク性の基準を満たす TNG50 シミュレーションの MW様銀河サンプル（61個の中心銀河）を用いる。
• 金属量は bk22 の観測 [Fe/H] のCDF に対して豊度マッチングを用いて標準化し、金属量の順序を保つようにする。
• MW の化学運動学的署名と比較するため、5–11 kpc の in situ 星と |z|<3 kpc の星を解析して MW Observation と比較する。
• 中位星の回転速度が太陽金属量値の半分に達する金属量でディスクのスピンアップを定義する。
• 軌道円形度 j_z/j_c を計算してディスク性を定量化する。
• ディスク形成の時期と質量組み立て履歴、 mergers 活動との相関を調べる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 TNG50 における MW様銀河のディスク形成時期と金属量の分布はどのようになっているか？
• RQ2 天の川銀河の早期ディスク形成は、MW質量銀河集団の中で典型的か、それとも特例か？
• RQ3 質量組み立て履歴と合併がディスクスピンアップの時期と金属量にどのように影響するか？
• RQ4 初期ディスク形成は現在のディスク優勢と運動学的特性にどう影響するか？
• RQ5 ディスク形成時の年齢-金属量関係の観測される散乱を説明する要因は何か？

主な発見

• 平均的には、MW質量ディスクは局所データが示すよりも後に形成されるが、散布は大きく、約10% が MW のように早くディスクを形成する。
• 早期スピンアップのディスクは ≥10Gyr 前に形成され、急速に（約1–2 Gyr）進む一方、後期スピンアップのディスクは後に形成され、年齢範囲はより広い。
• MW様ディスクのスピンアップの金属量は約0.6 dex にわたる。MW は低金属量端に位置しており（中央値より約2σ下）。
• 早期スピンアップのホストは halos 内でほとんどの質量を初期に組み立て、現在のディスク支配が高い。一方、後期スピンアップのホストは質量成長が長期化または合併駆動であり、より顕著なバルジを示す。
• ディスク形成期間中の年齢-金属量関係は、初期の急速な富化と後期の遅い富化によって形作られ、サンプル全体でのスピンアップ年齢と金属量のばらつきを説明する。