[논문 리뷰] Age distribution of stars in boxy/peanut/X-shaped bulges formed without bar buckling

Junichi Baba, Daisuke Kawata외 1명|arXiv (Cornell University)|2021. 04. 19.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 103인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 밀리웨이 유사 은하의 N-body/유체역학 시뮬레이션을 통해 바의 붕괴 없이 수직 내부 린드블라드 공 resonance(vILR) 가열을 통해 형성된 상자 모양/백합 모양/X형(이하 BPX) 붕대가 바 형성 이전에 형성된 별들에 의해 지배된다는 것을 보여준다. 바 형성 후에 형성된 별들은 더 높은 자카비 에너지를 가지며 vILR 영역에 도달할 수 없어 BPX 붕대에 진입할 수 없으며, 이로 인해 BPX 붕대와 더 어린 핵성별디스크(NSD) 사이에 명확한 연령 격차가 발생한다.

ABSTRACT

Some barred galaxies, including the Milky Way, host a boxy/peanut/X-shaped bulge (BPX-shaped bulge). Previous studies suggested that the BPX-shaped bulge can either be developed by bar buckling or by vertical inner Lindblad resonance (vILR) heating without buckling. In this paper, we study the observable consequence of an BPX-shaped bulge built up quickly after bar formation via vILR heating without buckling, using an N-body/hydrodynamics simulation of an isolated Milky Way-like galaxy. We found that the BPX-shaped bulge is dominated by stars born prior to bar formation. This is because the bar suppresses star formation, except for the nuclear stellar disc (NSD) region and its tips. The stars formed near the bar ends have higher Jacobi energy, and when these stars lose their angular momentum, their non-circular energy increases to conserve Jacobi energy. This prevents them from reaching the vILR to be heated to the BPX region. By contrast, the NSD forms after the bar formation. From this simulation and general considerations, we expect that the age distributions of the NSD and BPX-shaped bulge formed without bar buckling do not overlap each other. Then, the transition age between these components betrays the formation time of the bar, and is testable in future observations of the Milky Way and extra-galactic barred galaxies.

연구 동기 및 목표

• 바의 붕괴 없이 vILR 가열을 통해 형성된 BPX 붕대 내 별의 연령 분포를 조사하기 위해.
• 바 형성 후에 형성된 별들이 vILR 가열을 통해 바의 붕괴 없이 BPX 붕대에 진입할 수 있는지 확인하기 위해.
• 바에 의해 유도된 별 형성 억제로 인해 BPX 붕대와 핵성별디스크(NSD)가 서로 다른 연령 분포를 가진다는 가설을 검증하기 위해.
• BPX 붕대와 NSD 사이의 전이 연령을 바 형성 시기를 진단하는 데 사용할 수 있는지 확인하기 위해.
• 이 연령 격차가 은하수와 외부의 막대형 은하에서 관측 가능한지 평가하기 위해.

제안 방법

• 자기 일관성 있는 별 형성과 기체 역학을 포함한 고립된 밀리웨이 유사 은하의 N-body/유체역학 시뮬레이션을 수행하였다.
• 후속 별 형성의 가능성을 평가하기 위해 별의 탄생 시기와 궤도 에너지(자카비 에너지)를 추적하였다.
• 바와 상대적으로 공전하는 별과 반대 방향으로 도는 별을 분류하기 위해 (Ωφ − Ωb)/Ωz 등의 궤도 진단 도구를 사용하였다.
• 비원형 궤도를 식별하기 위해 자카비 에너지(EJ)를 원형 궤도 에너지(Ec)와 축대칭 잠재력에서 비교하였다.
• 축대칭 잠재력 근사에서 AGAMA 소프트웨어를 사용하여 vILR 위치를 식별하였다.
• 시간에 따라 (Lz, E) 위상공간에서의 별 분포를 분석하여 궤도 진화와 가열 과정을 추적하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 바의 붕괴 없이 vILR 가열을 통해 바 형성 후에 형성된 별들이 BPX 형태의 붕대에 진입할 수 있는가?
• RQ2 바의 붕괴 없이 vILR 가열을 통해 형성된 BPX 형태의 붕대 내 별의 연령 분포는 어떠한가?
• RQ3 바에 의해 유도된 별 형성 억제가 BPX 붕대와 핵성별디스크(NSD) 사이의 연령 대비에 미치는 영향은 무엇인가?
• RQ4 BPX 붕대와 NSD 사이의 전이 연령이 바 형성 시기를 추론하는 데 사용될 수 있는가?
• RQ5 어떤 궤도적 특성이 후속 별들이 vILR에 도달하지 못하게 하고 BPX 붕대에 진입하지 못하게 하는가?

주요 결과

• BPX 형태의 붕대는 바 형성 이전에 형성된 별들에 의해 지배되며, 바의 영향으로 대부분의 영역에서 별 형성이 억제되기 때문이다.
• 바 끝부분 근처에서 형성된 별들은 더 높은 자카비 에너지를 가지며, 에너지 보존 법칙에 따라 vILR 영역으로 가열되지 못한다.
• 핵성별디스크(NSD)는 바 형성 이후에 형성되어 BPX 붕대와는 대비되는 더 어린 별 집단을 형성한다.
• BPX 형태의 붕대와 NSD의 연령 분포는 서로 겹치지 않으며, 이로 인해 둘 사이에 명확한 연령 격차가 발생한다.
• 두 구성 요소 사이의 전이 연령은 바 형성 시기를 나타내며, 향후 관측에서 측정 가능할 수 있다.
• 이 연령 격차는 인위적인 붕괴 억제 없이도 시뮬레이션에서 강건하게 유지되며, 향후 근적외선 스펙트로스코피 및 항성 운동 측정 임무인 APOGEE와 JASMINE를 통해 관측 가능하다.