[論文レビュー] Tracing the Magellanic Clouds Back in Time

P. J. E. Peebles|ArXiv.org|Jul 29, 2009

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、宇宙論的初期条件と外部質量を第三の力学的要因として含む三体動力学モデルを用いて、大マゼラン銀河、小マゼラン銀河、天の川銀河の過去の軌道を再構築している。その結果、LMCとSMCはz~10の頃に天の川銀河の南極付近に起源を発する可能性が高く、天の川銀河の円運動速度は200–230 km s⁻¹に制約され、LMCの質量は約4×10¹⁰ M☉に推定され、束縛系と整合的であることが示された。

ABSTRACT

A solution is presented for the past motions of the Magellanic Clouds, the Milky Way galaxy, and M31, fitted to the measured velocities of the Clouds and M31, under some simplifying assumptions. The galaxies are modeled as isolated bodies back to redshift about 10, when their velocities relative to the general expansion of the universe were small, consistent with the gravitational instability picture for the growth of structure. Mass outside the Local Group is modeled as a third massive dynamical actor that is responsible for the angular momentum of the Clouds. A plausible solution under these assumptions requires that the circular velocity v_c of the Milky Way is in the range 200 to 230 km/s. The solution seems to be unique up to the modest variations allowed by the choices of v_c and the position of the exterior mass. In this solution the proto-Magellanic Clouds at high redshift were near the South pole of the Milky Way (in its present orientation), at physical distance about 200 kpc from the Milky Way and moving away at about 200 km/s.

研究の動機と目的

• 観測された速度と宇宙論的初期条件を用いて、マゼラン銀河、天の川銀河、アンドロメダ銀河の過去の運動を再構築すること。
• 観測されたマゼラン銀河の高い特異速度が、局所銀河団外の第三の巨大質量体を含む力学的モデルで説明可能かどうかを検証すること。
• 観測された径方向および横方向速度との整合性をもとに、天の川銀河の円運動速度とLMCの質量を制約すること。
• 重力不安定性とハッブル流れの仮定の下で、z~10の高赤方偏移でマゼラン銀河が天の川銀河の南極付近に起源を発する可能性が妥当かどうかを評価すること。
• マゼラン銀河の角運動量を説明するために必要な外部質量が、単一の巨大物体として妥当にモデル化可能かどうか、あるいはより複雑な質量分布を必要とするかを検討すること。

提案手法

• 初期特異速度が約100 km s⁻¹であると仮定し、原始的密度フラクチュエーションからの重力的降着に一致するように、マゼラン銀河と主銀河を点質量としてz~10まで遡ってモデル化する。
• LMCの観測された軌道的角運動量は、MW–M31二体系だけでは説明できないため、局所銀河団外の第三の巨大質量体を導入する。
• 初期条件をz~10に設定し、特異速度がハッブルフローに比べて小さい時期にニュートン力学的重力下での軌道的積分を数値的に実行する。
• 観測速度データ（Kallivayalil et al. 2006）と初期構造形成の宇宙論的制約を組み合わせた半経験的手法を採用する。
• LMCの質量と外部第三体の位置および質量を調整し、LMCおよびM31の観測された径方向および横方向速度に一致させる。
• 天の川銀河の円運動速度（vc）を変化させ、外部質量配置の変化に対する感度を評価することで、モデルの頑健性をテストする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたLMCの高い特異速度（270 km s⁻¹）は、局所銀河団外の第三の巨大質量体を含む力学的モデルで説明可能か？
• RQ2 LMCおよびM31の観測運動が、高赤方偏移における天の川銀河の円運動速度にどのような制約を課すか？
• RQ3 z~10でマゼラン銀河が天の川銀河の南極付近に起源を発するという仮説は、宇宙論的初期条件と重力不安定性と整合的か？
• RQ4 LMCの軌道的角運動量を生じさせるために必要な外部質量は、単一の巨大物体として妥当にモデル化可能か、それともより複雑な質量分布を必要とするか？
• RQ5 モデルから推定されたLMC質量（約4×10¹⁰ M☉）は、束縛衛星系の期待値と一致するか？

主な発見

• 天の川銀河の円運動速度は200–230 km s⁻¹の範囲に制約され、モデル仮定下ではこの範囲内で一意の解が得られる。
• LMCの質量は約4×10¹⁰ M☉に推定され、SMCがLMCに重力的に束縛されていると整合的である。
• 原始マゼラン銀河は、現在の天の川銀河の方向を基準にすると、赤方偏移z~10で約200 kpcの距離に位置していた。
• z~10におけるLMCの速度は、特異速度が小さい初期条件と整合的で、約200 km s⁻¹で天の川銀河から遠ざかっていた。
• 観測されたLMCの軌道的角運動量を生じさせるために必要な外部質量は、M31と同等の質量を持つ単一の物体としてモデル化可能であり、z~10における潮汐場は約100 km s⁻¹に達する距離に位置している。
• モデルは、M31の観測された横方向速度が小さいことから、解の多様性が低く、モデルの妥当性が高まると示唆している。