[論文レビュー] Galactic kinematics with RAVE data: I. The distribution of stars towards the Galactic poles

L. Veltz, O. Bienaymé+17 more|ArXiv.org|Jan 14, 2008

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 67被引用数 43

ひとこと要約

本研究では、RAVE径運動速度、2MASS赤外光度、UCAC2の自己運動を用いて、銀河の天のちゅうに向かうG型およびK型の星の3次元運動および垂直方向密度分布を分析した。明確な不連続性が、薄い円盤（スケール高さ225 ± 10 pc）と厚い円盤（1048 ± 36 pc）を分離しており、スパイラル腕や分子雲による連続的加熱機構を否定し、吸収や現地形成といった形成シナリオを支持する。

ABSTRACT

We analyze the distribution of G and K type stars towards the Galactic poles using RAVE and ELODIE radial velocities, 2MASS photometric star counts, and UCAC2 proper motions. The combination of photometric and 3D kinematic data allows us to disentangle and describe the vertical distribution of dwarfs, sub-giants and giants and their kinematics. We identify discontinuities within the kinematics and magnitude counts that separate the thin disk, thick disk and a hotter component. The respective scale heights of the thin disk and thick disk are 225$\pm$10 pc and 1048$\pm$36 pc. We also constrain the luminosity function and the kinematic distribution function. The existence of a kinematic gap between the thin and thick disks is incompatible with the thick disk having formed from the thin disk by a continuous process, such as scattering of stars by spiral arms or molecular clouds. Other mechanisms of formation of the thick disk such as `created on the spot' or smoothly `accreted' remain compatible with our findings.

研究の動機と目的

• 薄い円盤と厚い円盤が明確な成分であるのか、それとも連続的分布の一部であるのかを特定すること。
• 銀河のハロー部における矮星、準巨星、巨星の垂直方向密度分布および運動学的分布を分離すること。
• 運動学的および光度的不連続性を分析することで、厚い円盤形成シナリオを検証すること。
• 太陽近傍の星の集団における等級関数および運動学的分布関数を制約すること。
• 観測された運動学的特性が、動的加熱と比較して、吸収または現地形成のメカニズムと整合性があるかを評価すること。

提案手法

• RAVE径運動速度と2MASS Kバンド光度、UCAC2自己運動を組み合わせ、3次元運動学的および密度分布を構築する。
• 星数密度と速度分散プロファイルを用いて、星の集団間の構造的および運動学的不連続性を特定する。
• 星の垂直方向密度分布および運動学的関数をフィットするための多成分モデルを適用する。
• 光度のカット（例：m_K ~ 15）を用いて成分を分離し、二次的な厚い円盤またはハロー集団の存在を検出する。
• 速度分散（σ_U, σ_W）および非対称漂流（V_lag）を分析し、厚い円盤の運動学的特性を特徴づける。
• 観測された不連続性と動的加熱モデルの予測を比較し、不適合な形成メカニズムを除外する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 薄い円盤と厚い円盤は真に独立した成分であるのか、それともそれらの間には連続的移行があるのか？
• RQ2 運動学的および光度的データに基づいて、薄い円盤および厚い円盤の垂直スケール高さは何か？
• RQ3 観測された運動学的ギャップが、スパイラル腕や雲散乱による連続的加熱機構と整合的か？
• RQ4 太陽位置における厚い円盤成分の速度分散および非対称漂流は何か？
• RQ5 観測された不連続性および運動学と整合する形成メカニズムは、吸収、現地形成、または加熱のうちどれか？

主な発見

• 薄い円盤のスケール高さは225 ± 10 pc、厚い円盤は1048 ± 36 pcであり、明確な構造的分離を示している。
• 薄い円盤と厚い円盤の間に運動学的ギャップが存在し、スパイラル腕や分子雲による連続的加熱とは整合しない。
• 厚い円盤の速度分散はσ_U = 50 km s⁻¹、σ_W = 45.5 km s⁻¹、非対称漂流はV_lag = 33 ± 2 km s⁻¹であり、比較的冷たく、高速に回転する成分であることが示された。
• 太陽位置における厚い円盤の表面質量密度は、薄い円盤の27%を占め、その明確な力学的役割を支持する。
• m_K ~ 15におけるσ_W ~ 65 km s⁻¹の第二の成分が示唆され、ハローまたは第二の厚い円盤集団の可能性がある。
• これらの結果は、衛星の吸収、現地形成（「現地で生成」）、または化学的・運動学的膨張（puffing-up）といった形成メカニズムを支持するが、定常的散乱による「加熱」された厚い円盤シナリオを否定する。