[論文レビュー] Properties of barred spiral disks in hydrodynamical cosmological simulations

David Goz, Pierluigi Monaco+2 more|arXiv (Cornell University)|Dec 9, 2014

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、渦巻き銀河（GAおよびAqC）の宇宙論的流体力学的シミュレーションにおいて、棒構造の形成を調査した。その結果、棒は、Q ≤ 1 であるトゥールム不安定ディスクにおける準安定的進化、または質量比 ≥1:30 の小規模合体の両方によって生じることがわかった。GA銀河は、準安定的過程によって8.8 kpcの安定した棒を形成したが、AqC銀河では高分解能で小規模合体によって棒が誘発され、合体のタイミングと分解能に応じて6.5–11 kpcの棒長が観測された。

ABSTRACT

We present a quantification of the properties of bars in two N-body+SPH cosmological simulations of spiral galaxies, named GA and AqC. The initial conditions were obtained using the zoom-in technique and represent two dark matter (DM) halos of $2-3 imes10^{12}\ { m M}_\odot$, available at two different resolutions. The resulting galaxies are presented in the companion paper of Murante et al. (2014). We find that the GA galaxy has a bar of length $8.8$ kpc, present at the two resolution levels even though with a slightly different strength. Classical bar signatures (e.g. pattern of streaming motions, high $m=2$ Fourier mode with roughly constant phase) are consistently found at both resolutions. Though a close encounter with a merging satellite at $z\sim0.6$ (mass ratio $1:50$) causes a strong, transient spiral pattern and some heating of the disk, we find that bar instability is due to secular process, caused by a low Toomre parameter $Q\lesssim1$ due to accumulation of mass in the disk. The AqC galaxy has a slightly different history: it suffers a similar tidal disturbance due to a merging satellite at $z\sim0.5$ but with a mass ratio of $1:32$, that triggers a bar in the high-resolution simulation, while at low resolution the merging is found to take place at a later time, so that both secular evolution and merging are plausible triggers for bar instability.

研究の動機と目的

• 孤立した渦巻き銀河における棒形成を引き起こす物理的メカニズムを理解すること。
• ディスク不安定性によって駆動される準安定的進化と、外部の摂動（例：小規模合体）の両者が棒形成に果たす役割を明確にすること。
• 異なるシミュレーション分解能および初期条件における棒の性質の頑健性を評価すること。
• ディスク形成がダークマターハローの三軸性に与える影響と、それが棒の進化にフィードバックする可能性を検討すること。
• 潮汐相互作用に起因する一時的特徴が、フーリエ解析によって真の棒と誤認されないかを検証すること。

提案手法

• N体＋Sph流体力学を用いたズームイン法により、2つのミルキーウェイサイズのダークマターハロー（GAおよびAqC）をシミュレートした。
• 高分解能および低分解能のランを用いて、棒形成の収束性と分解能レベルに依存する安定性を検証した。
• 表面密度のフーリエ分解（m=2モード）、位相の整合性、および流れ運動を用いて棒の性質を追跡した。
• ディスク安定性を評価し、準安定的棒の誘発要因を特定するために、トゥールムQパラメータをモニタリングした。
• 質量比1:50および1:32の小規模合体が棒の出現および一時的特徴に与える影響を分析した。
• ダークマターハローの慣性テンソルを用いて、ディスク形成と進化に伴う三軸性の変化を定量化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 シミュレートされた渦巻き銀河における棒形成を主に引き起こす物理的メカニズムは、準安定的進化か小規模合体か？
• RQ2 トゥールムQパラメータは、ディスク銀河における棒不安定の発生にどのように影響するか？
• RQ3 質量比1:50または1:32の小規模合体が、一時的特徴を生成し、真の棒と誤認される可能性はどの程度か？
• RQ4 バリオン成分のディスクの存在は、ダークマターハローの三軸性にどのように影響するか？
• RQ5 棒の性質（長さ、強度、位相の整合性）は、異なるシミュレーション分解能においても頑健か？

主な発見

• GA銀河は、ディスク質量の蓄積に起因するQ ≤ 1 であるため、準安定的進化によって8.8 kpcの安定した棒を形成した。
• AqC銀河では、高分解能（AqC5）で1:32の質量比の小規模合体によって6.5 kpcの棒が形成されたが、AqC6での後続の合体では11 kpcのより長い、発達中の棒が形成された。
• GA銀河では1:50の質量比の小規模合体が一時的な渦巻き構造と高いA2係数を誘発したが、位相の不整合性によりフーリエ解析で真の棒ではないと確認された。
• GAの棒は、さまざまな分解能で一貫しており、数値的アーチファクトではなく物理的特徴であることが示された。
• ディスク形成により、衝突なしランの内側のダークマターハローは三軸的から概ね回転楕円体に変化し、主固有ベクトルは銀河の角運動量に一致した。
• 棒形成はディスク構造の微細な詳細および合体タイミングに敏感であり、AqC5とAqC6では初期条件が類似しているにもかかわらず、異なる結果が得られた。