[論文レビュー] Global structure and formation of polar-ring galaxies

В. П. Решетников, N. Ya. Sotnikova|ArXiv.org|Apr 4, 1997

Spectroscopy and Laser Applications参考文献 6被引用数 8

ひとこと要約

本論文は、観測的分析とガス力学的シミュレーションを用いて、極円銀河のグローバル構造および形成メカニズムを調査している。その結果、二分法的特徴が明らかになった：バルジ優位のS0銀河は短く細い円環を形成するが、ディスク優位の銀河は広く拡張した円環を形成する。シミュレーションでは、ガス豊富なスパイラル銀河との合体時に、約10^9 M☉のガスが捕捉され（寄与銀河のガスのおよそ10％）、7–9×10^8年間で円環が形成される。質量の大きなダークマター・ハローが存在する場合、より長い timescale（数ギガ年）を要し、これはS0銀河に見られる広がりと長寿命性を説明する。

ABSTRACT

We present an analysis of structural features of all known galaxies with optical polar rings. We find a clear dichotomy for objects of this peculiar class. Bulge-dominated S0 galaxies possess only short narrow rings, while disk-dominated objects always have wide extended polar rings. We try by gas dynamical simulations to explain such a segregation by dependence of the ring-forming process on different galaxy potentials. It is found that the total mass captured into the ring during an encounter of a host-ring system with a gas-rich spiral galaxy of comparable mass exceeds 10^9 M_{\odot} (or about 10% of all gas in the donor galaxy), which is of the order of that found by observation. The process of gas to gather into a steady-state ring takes approximately (7 - 9) x 10^8 years. This time is somewhat shorter for rings forming around bulge-dominated galaxies. We also present observational arguments for S0 galaxies with extended rings to be similar to late-type spirals by their photometric properties, while numerical modelling of the extended ring formation suggests that these galaxies must possess massive dark halos as well. In this case, the sizes of the modelled rings turn out large enough (up to 30 kpc in diameter), and the time scale for ring formation is prolonged up to several Gyrs.

研究の動機と目的

• バルジ優位のS0銀河を主とする極円銀河とディスク優位の銀河を主とする極円銀河の構造的差異を理解すること。
• 特に銀河ポテンシャルと合体ダイナミクスの役割を含め、極円環の物理的形成メカニズムを調査すること。
• 円環形成時のガス質量の捕捉量と、円環の安定化に要する timescale を特定すること。
• ダークマター・ハローが広がりと長寿命性を持つ拡張極円環の形状に果たす役割を評価すること。

提案手法

• 既知のすべての光学的に可視な極円銀河について、構造的分析を実施し、形態的二分法を同定した。
• 質量がほぼ同等のガス豊富なスパイラル銀河と、主銀河との合体を模擬したガス力学的シミュレーションを実施した。
• 相互作用中のガスの進化を追跡し、円環構造に捕捉されたガス総質量を測定した。
• 主銀河ポテンシャル（バルジ優位 vs. ディスク優位）を変化させるとともに、質量の大きなダークマター・ハローをシミュレーションに組み込み、円環サイズと形成 timescale に与える影響を評価した。
• シミュレーションで得られた円環特性（サイズ、質量、timescale）を観測データと比較し、モデルの妥当性を検証した。
• 初期合体から定常状態への円環形成プロセスを、時間依存的手法でモデル化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜS0銀河では短く細い極円環が形成される一方で、ディスク優位の銀河では広く拡張した円環が形成されるのか？
• RQ2 円環形成の合体イベントで通常どれくらいのガスが捕捉され、観測された質量と一致するのか？
• RQ3 異なる主銀河ポテンシャルにおいて、極円環が形成され安定化する特徴的な timescale は何か？
• RQ4 質量の大きなダークマター・ハローは、シミュレートされた極円環のサイズと長寿命性にどのように影響するのか？
• RQ5 広がりのある極円環を持つS0銀河は、後期スパイラル銀河と光度的および動力学的に類似しているか？

主な発見

• バルジ優位のS0銀河は短く細い極円環しか形成せず、ディスク優位の銀河は一貫して広く拡張した円環を形成する。
• ガス力学的シミュレーションにより、質量がほぼ同等のガス豊富なスパイラル銀河との合体で、約10^9 M☉のガスが円環に捕捉され、観測推定値と一致することが示された。
• 安定した極円環の形成 timescale は(7–9)×10^8年であり、バルジ優位の主銀河ではわずかに短い。
• 質量の大きなダークマター・ハローを含めたシミュレーションでは、円環の直径が最大30 kpcに達することがあり、観測結果と整合的である。
• ダークマター・ハローを含むモデルでは、形成 timescale が数ギガ年にも及ぶことがあり、S0銀河に見られる円環の広がりを説明する。
• 観測的およびモデル的証拠から、広がりのある円環を持つS0銀河は、後期スパイラル銀河と光度的性質を共有しているが、その円環構造を再現するには質量の大きなダークマター・ハローが必要であることが示唆された。