[論文レビュー] On the formation and evolution of the globular cluster Omega Centauri

G. Carraro, Cesario Lia|arXiv (Cornell University)|Mar 24, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、オメガ・セプテントゥリが孤立した高赤方偏移の矮小楕円銀河として形成され、自己増幅による化学的豊度向上を経て後にミルキーウェイに捕獲されたものであると提唱する。N体／流体ダイナミクスシミュレーションを用いて、観測された構造、運動学、金属量分布を再現する。モデルは、クラスタのコア半径、速度分散、二峰性の金属量分布を成功裏に再現し、20弧分を超える領域の星々に影響を与える拡張されたダークマター・ハローを予測する。

ABSTRACT

By means of N-body/hydrodynamical simulations we model the evolution of a primordial 10^{8} solar masses density peak which ends up in an object closely resembling the present day globular cluster Omega Centauri. We succeed to reproduce the main features of the cluster, namely the structure, kinematics and metallicity distribution. We suggest that Omega Centauri might be a cosmological dwarf elliptical, formed at high redshift, evolved in isolation and self-enriched, and eventually fallen inside the potential well of the Milky Way, in agreement with the Searle-Zinn (1978) paradigm for galactic globular clusters formation. We finally suggest that Omega Centauri is probably surrounded by an extended Dark Matter (DM) halo, for which no observational evidence is at present available. We expect that signatures, if any, of the DM halo can be found in the kinematics of stars outside about 20 arcmin.

研究の動機と目的

• オメガ・セプテントゥリが通常の球状星団ではなく、矮小楕円銀河の痕跡である可能性を検討すること。
• N体法および滑らか化粒子法（SPH）を用いて、オメガ・セプテントゥリの形成と進化をモデル化すること。
• 金属量分布を含む、観測された構造的・運動的・化学的性質を再現すること。
• オメガ・セプテントゥリの外縁部の星々の運動学に影響を与える可能性がある、拡張されたダークマター・ハローを有するという仮説を検証すること。
• モデルが球状星団が矮小銀河から形成されるというシアール＝ツィンのパラダイムと整合しているかを評価すること。

提案手法

• 時間ステップを適応的に制御し、各粒子の滑らかさ長さを可変とするツリー-SPHコードを用いてシミュレーションを実行した。
• 初期設定では、$9 \times 10^7 M_\odot$ のダークマター・ハローと、$10^{-4}$ の金属量を持つガス成分を、ポテンシャル井戸内に一様に配置した。
• 金属量依存の冷却効率と、タイプIIおよびIa超新星、および大質量星の風からのフィードバックを用いて星形成をモデル化した。
• 個々のガス粒子に対して閉じたボックスモデルを適用し、化学的豊度の上昇を追跡することで、時間経過に伴う自己増幅を可能にした。
• 重力的力は、$\theta = 0.8$ と四重極展開を用いた階層的ツリー法で計算した。
• バーリアル平衡に達するまでシミュレーションを実行し、その後星形成の進行とクラスタの最終的構造の発達を追跡した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 自己増幅を経て孤立した矮小楕円銀河が、オメガ・セプテントゥリの観測された構造的および運動的性質を再現できるか？
• RQ2 オメガ・セプテントゥリの金属量関数（MDF）は、自己増幅系における長期的で不規則な星形成歴から自然に生じるか？
• RQ3 オメガ・セプテントゥリの高い中心速度分散と低い回転速度は、孤立した形成と進化のモデルと整合的か？
• RQ4 オメガ・セプテントゥリ周辺のダークマター分布は予測されるか？また、20弧分を超える領域の星の運動学からその特徴を突き止められるか？
• RQ5 モデルにおけるオメガ・セプテントゥリの潮汐半径は観測値と一致するか？もしそうでなければ、その乖離を説明する物理的過程は何か？

主な発見

• シミュレーションで得られたクラスタは、観測されたコア半径2.58弧分と濃度1.24を再現し、オメガ・セプテントゥリの構造的パラメータと一致した。
• モデルの中心速度分散は13 km/sであり、観測値の17 km/sよりわずかに低く、やや冷たい系であることを示唆している。
• モデルは、[Fe/H] ≈ -1.75 に主ピーク、[Fe/H] ≈ -1.2 に二次ピーク（主ピークの4分の1の強度）を持つ二峰性の金属量分布を生成し、観測と整合的である。
• [Fe/H] ≈ -0.5 の星々が多数形成されており、これは後期に高金属量星形成が発生したことを示唆している。
• 潮汐半径は65弧分に達し、観測値よりも著しく大きい。これは、ミルキーウェイへの捕獲過程で潮汐的剥ぎ取りが欠落しているためと推測される。
• 拡張されたダークマター・ハローが予測され、20弧分を超える領域でダークマターが支配的（遷移半径）となり、外縁部の星の運動学に影響を与える可能性がある。