[論文レビュー] The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients

Matthias Steinmetz, E. Müller|arXiv (Cornell University)|Dec 5, 1993

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 5

ひとこと要約

本論文は、降着したダークマター、ガス力学、星形成、超新星駆動フィードバック、金属増加を組み込んだ宇宙論的シミュレーションを提示する。このシミュレーションは、金属が豊富なバルジ、金属が乏しいハロー、および金属量勾配が−0.05 dex/kpcのディスクを再現しており、第2星族の金属量が初期密度揺らぎに関連し、大きな密度最大値と小さな密度最大値からそれぞれハロー星とバルジ星の明確な形成歴が得られる。

ABSTRACT

We present first results concerning the metallicities and stellar populations of galaxies formed in a cosmologically motivated simulation. The calculations include dark matter, gas dynamics, radiation processes, star formation, supernovae feedback, and metal enrichment. A rotating, overdense sphere with a mass of $8\,10^{11}\,$\Msol\ serves as initial model. Converging and Jeans unstable regions are allowed to form stars, which get their metallicity from the gas they are formed from. Via supernovae, metal enriched gas is given back to the interstellar medium. The forming galaxy shows the main properties of spiral galaxies: A metal rich bulge, a metal poor stellar halo and a disk of nearly solar composition. Halo and bulge consist predominantly of old stars ($>10.5\,$Gyrs). The disk has a metallicity gradient of $\dd(\log Z) / \dd r = - 0.05\,$kpc$^{-1}$, whereas the halo shows none. The models also exhibit a correlation between the metallicity of Pop~II stars and the power of small scale fluctuations. The stars of the bulge form from gas which is initially located in the largest maxima of the primordial density fluctuations, whereas the halo stars originate from gas accumulated in less pronounced maxima.

研究の動機と目的

• 完全な流体力学と金属増加を含む宇宙論的枠組みでディスク銀河の形成をシミュレートすること。
• バルジ、ハロー、ディスクなどの銀河的構成要素における星族の起源とその金属量の起源を調査すること。
• 初期密度揺らぎと第2星族星の金属量との関連を探索すること。
• 自己一貫性のある宇宙論的設定において、観測された金属量勾配と構成要素別金属量を再現すること。

提案手法

• 回転する過密度領域を有する質量 8×10¹¹ M☉ の球体を初期条件として、宇宙論的動機付けに基づくシミュレーションを実施する。
• モデルにはダークマター、ガス力学、放射冷却、収束領域およびジェイムズ不安定領域における星形成、超新星フィードバックを含む。
• 星は金属が豊富なガスから形成され、形成時の周囲星間媒体の金属量を引き継ぐ。
• 金属が豊富なガスは超新星によって星間媒体へ還元され、自己一貫性のある金属増加が可能になる。
• 銀河的構成要素全体にわたり、金属量と星族の空間的・時間的変化を追跡する。
• 星の形成歴は、初期条件における初期密度揺らぎの振幅と関連づけられる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 宇宙論的文脈において、ディスク銀河の金属量勾配はどのように形成されるか？
• RQ2 バルジ、ハロー、ディスクにおける星族の金属量分布は、何によって決定されるか？
• RQ3 第2星族星の金属量は、小スケール初期密度揺らぎのパワーとどのように関係しているか？
• RQ4 初期密度構造の観点から、古くはるかなハロー星と若々しいディスク星の観測された分離の起源は何か？
• RQ5 自己一貫性のある宇宙論的シミュレーションは、スパイラル銀河の観測された金属量構造を再現できるか？

主な発見

• シミュレートされた銀河は、金属が豊富なバルジ、金属が乏しい星族ハロー、ほぼ太陽系の金属量と半径方向の金属量勾配−0.05 dex/kpcを有するディスクを示す。
• ハローには顕著な金属量勾配はなく、一方ディスクは半径が増加するに従い金属量が明確に低下する。
• バルジ星は初期に最大の密度揺らぎの位置にあったガスから形成され、ハロー星はやや弱い密度最大値にあったガスから形成される。
• 第2星族星の金属量は、初期条件における小スケール初期密度揺らぎの振幅と相関する。
• 星族は主に古く、ハロー星およびバルジ星は10.5 Gyrを超える年齢を示し、観測と整合的である。
• このシミュレーションは、スパイラル銀河の主な構造的および化学的性質を成功裏に再現しており、構成要素別金属量と形成歴が含まれる。