[論文レビュー] The Fate of AGB Wind in Massive Galaxies and the ICM

Yuan Li, Greg L. Bryan+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 29, 2019

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 65被引用数 8

ひとこと要約

本研究では、質量の大きな銀河や銀河団における冷たく、ほこりを含むフィラメントが、ホットなICM内の熱不安定性に起因するのではなく、高速で移動するAGB風と周囲のホットガスの間の混合層における誘導冷却に起因すると提案する。3次元流体力学的シミュレーションを用いて、ローカルバブルや団核のような高圧環境では、風-ISM界面での放射冷却が、長くコメットのような尾を生成することを示した。これは、ミラの観測された尾と整合的であり、AGBが生成する粒子がホットな状態でのスプラッタリングから守られるため、フィラメントにほこりが存在することを説明する。

ABSTRACT

Asymptotic Giant Branch (AGB) winds from evolved stars not only provide a non-trivial amount of mass and energy return, but also produce dust grains in massive elliptical galaxies. Due to the fast stellar velocity and the high ambient temperature, the wind is thought to form a comet-like tail, similar to Mira in the Local Bubble. Many massive elliptical galaxies and cluster central galaxies host extended dusty cold filaments. The fate of the cold dusty stellar wind and its relation to cold filaments are not well understood. In this work, we carry out both analytical and numerical studies of the interaction between an AGB wind and the surrounding hot gas. We find that the cooling time of the tail is inversely proportional to the ambient pressure. In the absence of cooling, or in low pressure environments (e.g., the outskirts of elliptical galaxies), AGB winds are quickly mixed into the hot gas, and all the AGB winds have similar appearance and head-to-tail ratio. In high pressure environments, such as the Local Bubble and the central regions of massive elliptical galaxies, some of the gas in the mixing layer between the stellar wind and the surrounding hot gas can cool efficiently and cause the tail to become longer. Our simulated tail of Mira itself has similar length and velocity to that observed, and appears similar to the simulated AGB tail in the central regions of massive galaxies. We speculate that instead of thermal instability, the induced condensation at the mixing layer of AGB winds may be the origin of cold filaments in massive galaxies and galaxy clusters. This naturally explains the existence of dust and PAH in the filaments.

研究の動機と目的

• 質量の大きな楕円銀河および銀河団の内部銀河系媒体（ICM）におけるAGB風の運命を理解すること。特に、ホットな周囲ガスとの相互作用を対象とする。
• ほこりが急速にスプラッタリングされる環境であるにもかかわらず、冷たくほこりを含むフィラメントが存在するというパラドックスを解明すること。熱不安定性モデルでは、ほこりのないフィラメントが予測される。
• AGB風とホットガスの間の混合層における放射冷却が、長く安定した尾を生成できるかを検討すること。観測された形状を説明できるか。
• ICM内の熱不安定性ではなく、AGB風に起因する凝縮が、冷たくほこりを含むフィラメントの起源であるという仮説を検証すること。
• 3次元流体力学的シミュレーションを用いて、周囲の圧力と冷却の役割がAGB風の尾の形状に与える影響を定量化すること。

提案手法

• ローカルバブル（ミラに類似）・楕円銀河の外縁部・質量の大きな楕円銀河の中心部の3つの環境において、AGB風とホットな周囲ガスの相互作用を3次元流体力学的シミュレーションで行う。
• 冷却の効果を分離するために、断熱的および放射冷却の両方のシミュレーションを実施する。
• 数値的シミュレーションにはEnzoコード、データ解析および可視化にはytを使用する。
• 解析的モデルを用いて、混合層の冷却時定数を導出し、周囲の圧力に反比例することを示す。
• 風-ISM相互作用のダイナミクスを分離するために、初期AGB段階における質量放出率を一定と仮定する。
• ミラのUV尾およびHIデータとの比較を通じて、シミュレートされた尾の長さ、速度、周期性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 周囲の圧力が、AGB風とホットなISMとの混合層の冷却時定数にどのように影響するか？
• RQ2 高温でほこりが急速にスプラッタリングされる環境において、なぜ冷たくほこりを含むフィラメントが持続するのか？
• RQ3 ミラのコメットのような尾の観測された長さと形状は、AGB風とホットガスの相互作用によって再現可能か？
• RQ4 風-ISM界面での放射冷却が、観測された冷たいフィラメントに類似した長期間にわたる高密度の尾を生成するか？
• RQ5 質量の大きな銀河における冷たいフィラメントの起源は、ICM内の熱不安定性によるものか、それともAGB風の混合に起因する誘導凝縮によるものか？

主な発見

• 冷却がない状況では、AGB風の尾の頭部対尾部比は、すべての環境で一貫して約1/4となり、解析的予測を確認した。
• 低圧環境（例：銀河の外縁部）では、冷却が効果を示せず、AGBの噴出物は完全にホット相に混合され、冷たい尾は生存しない。
• ローカルバブルや団核のような高圧環境では、混合層における放射冷却が尾の長さを顕著に延長し、断熱シミュレーションと比較して2倍以上に延びる。
• ミラのシミュレートされた尾は約4 pcの長さであり、観測されたUVおよびHIデータと長さと速度で一致し、形成時間は約200 kyrであった。
• シミュレートされた尾は、ミラの尾に観測された特徴と一致する周期性を示し、AGB星の熱パulsesと関連している可能性がある。
• 冷たいフィラメントにほこりが存在することは、混合層におけるAGBが生成する粒子がホット相でのスプラッタリングから守られるため、自然に説明できる。