[논문 리뷰] Bars & boxy/peanut bulges in thin & thick discs: I. Morphology and line-of-sight velocities of a fiducial model

Francesca Fragkoudi, P. Di Matteo외 5명|arXiv (Cornell University)|2017. 04. 03.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 84인용 수 28

한 줄 요약

이 연구는 N-body 시뮬레이션을 사용하여 얇은(운동적으로 차가운) 및 두꺼운(운동적으로 뜨거운) 디스크가 디스크은하에서 어떻게 별도의 바와 상자형/피넛(b/p) 붕괴를 형성하는지 조사한다. 얇은 디스크 성분의 별들은 바에 효율적으로 갇혀 강력하고 X자형의 b/p 붕괴를 형성하는 반면, 두꺼운 디스크 성분의 별들은 더 높은 운동량과 반경 방향 진동을 가지므로 더 약한 상자형 b/p를 형성하며, 바의 외곽 영역에서 선속도가 얇은 디스크 별들보다 최대 40% 높게 나타나며, 이는 바-붕괴의 형태와 운동학적 특성에 있어 성분의 운동학적 특성에 강한 의존성을 보여준다.

ABSTRACT

We explore trends in the morphology and line-of-sight (los) velocity of stellar populations in the inner regions of disc galaxies, using N-body simulations with both a thin (kinematically cold) and a thick (kinematically hot) disc which form a bar and boxy/peanut (b/p) bulge. The bar in the thin disc component is $\sim$50\% stronger than the thick disc bar and is more elongated, with an axis ratio almost half that of the thick disc bar. The thin disc b/p bulge has a pronounced X-shape, while the thick disc b/p is weaker with a rather boxy shape. This leads to the signature of the b/p bulge in the thick disc to be weaker and further away from the plane than in the thin disc. Regarding the kinematics, we find that the los velocity of thick disc stars in the outer parts of the b/p bulge can be \emph{larger} than that of thin disc stars, by up to 40\% and 20\% for side-on and Milky Way-like orientations of the bar respectively. This is due to the different orbits followed by thin and thick disc stars in the bar-b/p region, which are affected by the fact that: i) thin disc stars are trapped more efficiently in the bar - b/p instability and thus lose more angular momentum than their thick disc counterparts and ii) thick disc stars have large radial excursions and therefore stars from large radii with high angular momenta can be found in the bar region. We also find that the difference between the los velocities of the thin and thick disc in the b/p bulge ($\Delta v_{los}$) correlates with the initial difference between the radial velocity dispersions of the two discs ($\Delta \sigma$) . We therefore conclude that stars in the bar - b/p bulge will have considerably different morphologies and kinematics depending on the kinematic properties of the disc population they originate from.

연구 동기 및 목표

• 운동적으로 구별되는 얇고 두꺼운 디스크가 디스크은하에서 바와 상자형/피넛(b/p) 붕괴에 어떻게 대응하는지 조사하기.
• 두꺼운 디스크의 역학적 특성(질량, 스케일길이, 속도 분산)이 바와 b/p 형태 및 운동학에 미치는 영향을 체계적으로 다룬 연구의 부족을 보완하기.
• 운동량 이동과 궤도 구조가 바-b/p 시스템 내 별의 형태와 선속도를 어떻게 결정하는지 이해하기.
• 특히 우리 은하의 맥락에서 내부 영역의 별 성분 간 관측된 운동학적 및 형태적 차이를 물리적 해석하기.

제안 방법

• 얇은 디스크(스케일헤이트 0.3 kpc, 운동적으로 차가움)와 두꺼운 디스크(스케일헤이트 0.9 kpc, 운동적으로 뜨거움)를 포함하는 고립된 디스크 은하의 N-body 시뮬레이션 수행.
• 각 디스크 성분의 성분에서 유도된 별 입자를 별도로 추적하여 바와 b/p 붕초 형성에 기여하는 기여도를 분석.
• 실린더 기반 회전 및 운동량 이동 분석을 통해 바 영역 내 운동학적 행동과 궤도 구조 분석.
• 바 주축을 沿해 선속도(los) 및 밀도 프로파일 측정을 통해 형태적 차이(예: X자형 대비 상자형) 정량화.
• 초기 반경 방향 속도 분산 차이(∆σ)와 최종 선속도 차이(∆vlos) 간 상관관계 분석을 통해 스케일링 경향 규명.
• ARGOS, GES, APOGEE 설문조사의 관측 데이터와 시뮬레이션 결과를 비교하여 운동학적 경향 검증.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 이중디스크 은하 모델에서 얇고 두꺼운 디스크 성분 간 바와 b/p 붕초의 형태적 특성은 어떻게 다를까?
• RQ2 왜 b/p 붕초의 외곽 영역에서 두꺼운 디스크 별들의 선속도가 얇은 디스크 별들보다 높을까?
• RQ3 초기 반경 방향 속도 분산 차이가 바-b/p 영역에서 최종 선속도 차이와 어느 정도 상관관계가 있을까?
• RQ4 운동량 이동과 궤도 구조는 바-b/p 시스템 내 얇고 두꺼운 디스크 별의 별개의 형태적 및 운동학적 특징을 어떻게 설명할 수 있을까?
• RQ5 외곽 두꺼운 디스크에서 유래한 반경 방향 진동과 고운동량 별들은 바 영역을 어떻게 채우는가?

주요 결과

• 얇은 디스크 바의 강도는 약 50% 더 강하며, 축비는 두꺼운 디스크 바의 절반 수준으로 더 길쭉한 형태를 띤다.
• 얇은 디스크는 뚜렷한 X자형 b/p 붕초를 형성하는 반면, 두꺼운 디스크 b/p는 더 약하고 상자형에 가까우며 명확한 특징이 떨어진다.
• 바 주축을 따라 b/p 밀도 균열은 두꺼운 디스크 별의 경우 얇은 디스크 별보다 더 약하고 더 높은 고도에 위치한다.
• 측면 시점에서 두꺼운 디스크 별의 선속도는 바의 외곽 b/p 영역에서 얇은 디스크 별보다 최대 40% 높으며, 우리 은하 유사 시점에서는 20% 높다.
• 이 선속도의 차이는 얇은 디스크 별들이 더 많은 운동량을 失하고 더 길쭉한 궤도에 갇히기 때문이며, 반면 두꺼운 디스크 별들은 큰 반경에서 유래한 고운동량을 지닌 채로 반경 방향 진동을 통해 바 영역에 도달할 수 있다.
• 초기 반경 방향 속도 분산 차이(∆σ)와 최종 선속도 차이(∆vlos) 사이에 유의미한 상관관계가 존재하며, 이는 별 성분의 운동학적 특성이 바-b/p 특성에 결정적 영향을 미친다는 것을 확인한다.