[論文レビュー] The disc origin of the Milky Way bulge: Dissecting the chemo-morphological relations using N-body simulations and APOGEE

Francesca Fragkoudi, P. Di Matteo+5 more|arXiv (Cornell University)|Feb 1, 2018

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 83被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、ミルキーウェイのバルジが、複合的薄い・厚いディスクの定常的進化に起因し、ボックス型/ピーナッツ（b/p）バルジが棒駆動の垂直加熱によって形成されることを提案する。N体シミュレーションとAPOGEE DR13データを用いて、冷たい（薄いディスク）および熱い（厚いディスク）集団の微分的マッピングが、観測された化学的・形態的パターン——金属量勾配、MDFトレンド、方位角方向の変化——を再現することを示し、金属貧乏バルジ集団の古典的球状対象ではなくディスク起源を支持する。

ABSTRACT

There is a long-standing debate on the origin of the metal-poor stellar populations of the Milky Way (MW) bulge, with the two leading scenarios being that these populations are either i) part of a classical metal-poor spheroid or ii) the same population as the chemically defined thick disc seen at the Solar neighbourhood. Here we test whether the latter scenario can reproduce the observed chemical properties of the MW bulge. To do so we compare an N-body simulation of a composite (thin+thick) stellar disc -- which evolves secularly to form a bar and a boxy/peanut (b/p) bulge -- to data from APOGEE DR13. This model, in which the thick disc is massive and centrally concentrated, can reproduce the morphology of the metal-rich and metal-poor stellar populations in the bulge, as well as the mean metallicity and [$α$/Fe] maps as obtained from the APOGEE data. It also reproduces the trends, in both longitude and latitude, of the bulge metallicity distribution function (MDF). Additionally, we show that the model predicts small but measurable azimuthal metallicity variations in the inner disc due to the differential mapping of the thin and thick disc in the bar. We therefore see that the chemo-morphological relations of stellar populations in the MW bulge are naturally reproduced by mapping the thin and thick discs of the inner MW into a b/p.

研究の動機と目的

• ミルキーウェイバルジ内の金属貧乏星集団が、古典的球状対象ではなく、化学的に定義された厚いディスクに由来する可能性を検証すること。
• 複合的薄い＋厚いディスクの定常的進化が、観測されたバルジの形態的および化学的性質を再現できるかを調査すること。
• 両方のシミュレーションと観測データを用いて、バルジ内の化学的・形態的関係、特に金属量勾配と分布関数を検討すること。
• 棒内でのディスク成分の微分的マッピングが、内側ディスクにおける方位角方向の金属量変化を生じるかどうかを特定すること。
• 質量が大きく中心に集中した厚いディスクが、バルジおよび内側ディスクで観測された運動的および化学的トレンドを説明できるかどうかを評価すること

提案手法

• 定常的進化して棒を形成し、ボックス型/ピーナッツ（b/p）バルジを形成する複合的星系ディスク（薄い＋厚い）のN体シミュレーションを実施すること。
• APOGEE DR13データを用いて、シミュレーションの金属量および[α/Fe]マップを、バルジおよび内側ディスクにおける観測分布と比較すること。
• シミュレーテッドバルジにおける金属豊富および金属貧乏集団の形態を分析し、観測されたX字型構造および赤クラウドの分裂を再現すること。
• シミュレーションおよび観測データの両方において、経度および緯度に関する金属量分布関数（MDF）のトレンドを測定すること。
• 棒内での薄い・厚いディスク成分の微分的マッピングによる、内側ディスクにおける方位角方向の金属量変化を定量すること。
• 空間的および運動的選別関数を適用して、シミュレーテッド星集団をAPOGEE調査の幾何構造および完全性に一致させること

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 定常的進化する複合的ディスクモデルが、ミルキーウェイバルジの観測された形態的および化学的・運動的構造を再現できるか？
• RQ2 バルジの金属量分布関数（MDF）の観測トレンド——特に経度および緯度にわたるトレンド——が、ディスク起源モデルの予測と一致するか？
• RQ3 バルジにおける垂直方向の金属量勾配——高緯度で金属貧乏成分の割合が増加する——が、薄い・厚いディスク集団のマッピングによって自然に説明できるか？
• RQ4 内側ディスクにおけるわずかだが測定可能な方位角方向の金属量変化（約0.1 dex）が、棒内での冷たいおよび熱い集団の微分的マッピングによって再現できるか？
• RQ5 バルジの運動的および化学的構造は、金属貧乏集団が古典的球状対象ではなくディスク由来であることを支持するか？

主な発見

• 質量が大きく中心に集中した厚いディスクを有するN体シミュレーションは、ミルキーウェイバルジの観測されたX字型形態を成功裏に再現した。
• シミュレーションの平均金属量および[α/Fe]マップは、バルジおよび内側ディスク領域でAPOGEE DR13データと一致した。
• モデルは、経度および緯度にわたる金属量分布関数（MDF）の観測トレンドを再現した。特に正の経度方向金属量勾配も再現した。
• シミュレーションは、棒内での薄い・厚いディスク集団の微分的マッピングに起因し、内側ディスクにおけるわずかだが測定可能な方位角方向の金属量変化（約0.1 dex）を予測した。
• モデルは、バルジにおける垂直金属量勾配——高緯度で金属貧乏成分の割合が増加する——を、ディスク成分の運動的および空間的分離の結果として説明できた。
• 結果は、ミルキーウェイバルジがディスク由来であり、金属貧乏集団が古典的球状対象ではなく化学的に定義された厚いディスクに属することを支持する