[論文レビュー] Simulations of minor mergers. I. General properties of thick disks

Álvaro Villalobos, A. Helmi|ArXiv.org|Mar 15, 2008

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 1被引用数 6

ひとこと要約

本稿では、10–20%の質量比を有する衛星の微小合体が、事前に存在する薄い円盤に与える影響を通じて、厚い円盤の形成を調査している。シミュレーションの結果、このような合体は円盤を加熱し、銀河の厚い円盤と一致する形で、厚さがあり運動的に高温な成分を形成するが、合体後に15–25%の質量を有する残存薄い円盤成分が残り、初期衛星の軌道傾きに依存するσZ/σRの傾向が、初期条件の判別に有効であることが示された。

ABSTRACT

We present simulations of the formation of thick disks via the accretion of two-component satellites onto a pre-existing thin disk. Our goal is to establish the detailed characteristics of the thick disks obtained in this way, as well as their dependence on the initial orbital and internal properties of the accreted objects. We find that mergers with 10-20% mass of the mass of the host lead to the formation of thick disks whose characteristics are similar, both in morphology as in kinematics, to those observed. Despite the relatively large mass ratios, the host disks are not fully destroyed by the infalling satellites: a remaining kinematically cold and thin component containing ~15-25% of the mass can be identified, which is embedded in a hotter and thicker disk. This may for example, explain the existence of a very old thin disk stars in the Milky Way. The final scale-heights of the disks depend both on the initial inclination and properties of the merger, but the fraction of satellite stellar particles at ~4 scale-heights directly measures the mass ratio between the satellite and host galaxy. Our thick disks typically show boxy isophotes at very low surface brightness levels (>6 magnitudes below their peak value). Kinematically, the velocity ellipsoids of the simulated thick disks are similar to that of the Galactic thick disk at the solar radius. The trend of sigma_Z/sigma_R with radius is found to be a very good discriminant of the initial inclination of the accreted satellite. In the Milky Way, the possible existence of a vertical gradient in the rotational velocity of the thick disk as well as the observed value of sigma_Z/sigma_R at the solar vicinity appear to favour the formation of the thick disk by a merger with either low or intermediate orbital inclination.

研究の動機と目的

• 微小合体が、銀河の厚い円盤の観測された形態的・運動的性質（例えば、銀河の中心部に近い銀河の厚い円盤）を再現できるかどうかを明らかにすること。
• 厚い円盤の特徴が、衛星の質量比、軌道傾き、内部構造にどのように依存するかを調査すること。
• 微小合体による加熱の後、元の薄い円盤がどの程度生存するか、およびその構造的・運動的性質を評価すること。
• 銀河の厚い円盤に観測された運動的傾向（特にσZ/σR）が、合体に起因する加熱によって説明可能かどうかを評価すること。
• 観測から合体の質量比を推定するための定量的診断指標（例：4スケール高さにおける粒子分率）を確立すること。

提案手法

• 事前に存在する薄い円盤と、2成分（恒星とダークマター）からなる衛星を含む、数値的N体シミュレーション。
• 初期条件として、衛星の質量比（10–20%）、軌道傾き（前向きおよび後向き）、内部構造（円盤的または球状）を変化させた。
• 円盤のスケール長、スケール高さ、等光度形状、および速度分散プロファイル（σR, σZ）の時間的変化を追跡した。
• 星の粒子の位相空間的および空間的分布を分析し、残存薄い円盤成分および衛星の破片を特定した。
• 中面からの4スケール高さにおける衛星粒子の割合を、合体の質量比を推定するための診断指標とした。
• 半径に応じたσZ/σRなどの運動的傾向を計算し、銀河の太陽系近傍における観測結果と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 10–20%の質量比を有する微小合体が、太陽系近傍における銀河の厚い円盤の観測されたスケール高さおよび運動的性質を再現できるか？
• RQ2 微小合体の後、元の薄い円盤の何パーセントが生存するか？ その構造的および運動的性質は？
• RQ3 衛星の初期軌道傾きが、最終的な厚い円盤の運動的構造（特にσZ/σR）にどのように影響を与えるか？
• RQ4 低表面輝度レベルにおける厚い円盤の観測されたボックス型等光度形状は、微小合体シミュレーションで再現可能か？
• RQ5 太陽系近傍における観測されたσZ/σR ≈ 0.6は、微小合体起源と整合的か？ また、これにより合体の軌道傾きについて何が示唆されるか？

主な発見

• 10–20%の質量比の微小合体は、衛星の軌道傾きに応じて、元の薄い円盤の3–6倍のスケール高さを持つ厚い円盤を形成する。
• 合体後に、全恒星質量の15–25%を占める残存薄い円盤成分が生存し、運動的に冷たく、より高温な厚い円盤に埋め込まれている。
• シミュレートされた厚い円盤におけるσZ/σRの半径依存的傾向は、衛星の初期軌道傾きと強く相関しており、中程度または低い傾きの衛星が、銀河の観測値に一致する。
• 中面からの4スケール高さにおける衛星粒子の割合は、衛星の形態や軌道タイプに依存せず、衛星と母銀河の質量比を直接測定する指標となる。
• シミュレートされた厚い円盤の外側等光度形状は、ピークから6マグニチュード以上暗い表面輝度レベルで一貫してボックス型を示す。これは、低表面輝度銀河において検出可能な特徴である可能性がある。
• シミュレーションは、太陽系近傍における銀河の厚い円盤の観測された速度テンソルを再現しており、微小合体が形成メカニズムとして妥当であることを支持する。