[논문 리뷰] The age structure of stellar populations in the solar vicinity. Clues of a two-phase formation history of the Milky Way disk

M. Haywood, P. Di Matteo외 3명|arXiv (Cornell University)|2013. 05. 20.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 113인용 수 260

한 줄 요약

이 논문은 태양계 별의 고정밀 성분 및 연령 데이터를 바탕으로 은하수 디스크의 이중 단계 형성 역사를 제안한다. 두꺼운 디스크는 4–5 Gyr 동안 단조로운 화학적 농축을 거쳐 형성되었으며, 내부 얇은 디스크는 두꺼운 디스크의 종료 조건에 의해 설정된 환경에서 후에 형성되었다. 주요 결과는 국소 디스크의 형상을 결정하는 데 있어 반경 방향 이동이 최소한의 역할을 했고, 외부 얇은 디스크는 두꺼운 디스크의 내부 단계와 동시에 형성되었으며, 이는 내측에서 외측으로 확장되는 디스크 형성 이론을 도전한다.

ABSTRACT

We analyze high quality abundances data of solar neighborhood stars and show that there are two distinct regimes of [alpha/Fe] versus age which we identify as the epochs of the thick and thin disk formation. A tight correlation between metallicity and [alpha/Fe] versus age is clearly identifiable on thick disk stars, implying that this population formed from a well mixed ISM, over a time scale of 4-5 Gyr. Thick disk stars vertical velocity dispersion correlate with age, with the youngest objects having as small scale heights as those of thin disk stars. A natural consequence of these two results is that a vertical metallicity gradient is expected in this population. We suggest that the thick disk set the initial conditions for the formation of the inner thin disk. This provides also an explanation of the apparent coincidence between the step in metallicity at 7-10 kpc in the thin disk and the confinment of the thick disk at about R<10 kpc. We suggest that the outer thin disk developped outside the influence of the thick disk, but also that the high alpha-enrichment of the outer regions may originate from a primordial pollution by the gas expelled from the thick disk. Local metal-poor thin disk stars, whose properties are best explained by an origin in the outer disk, are shown to be as old as the youngest thick disk (9-10 Gyr), implying that the outer thin disk started to form while the thick disk formation was still on-going in the inner Galaxy. We point out that, given the tight age-abundance relations in the thick disk, an inside-out process would give rise to a radial gradient in abundances in this population which is not observed. Finally, we argue that the data discussed here leave little room for radial migration, either to have contaminated the solar vicinity, or, to have redistributed stars in significant proportion across the solar annulus.

연구 동기 및 목표

• 태양계 근처의 고정밀 별 연령과 성분 데이터를 사용하여 은하수 디스크의 형성 역사를 규명하기.
• 두꺼운 디스크와 얇은 디스크가 별개의 집단인지, 아니면 연속적인 형성 과정의 일부인지에 대한 오랫동안 지속된 논쟁을 해결하기.
• 내측에서 외측으로 확장되는 디스크 형성 모델의 타당성을 연령-금속성 및 연령-[α/Fe] 관계를 분석하여 검증하기.
• 반경 방향 이동이 태양 고리 내에서 별을 재분포시키는 데 미친 영향을 평가하기.
• 형성 조건을 바탕으로 두꺼운 디스크와 얇은 디스크 성분 간의 용어 및 물리적 구분을 명확히 하기.

제안 방법

• Adibekyan 등 (2012)의 조사에서 유래한 1,111개의 FGK 별 샘플을 분석하며, 고정밀 분광 성분 및 연령 측정을 수행하였다.
• [α/Fe] 대 [Fe/H] 및 연령도를 사용하여 두꺼운 디스크와 얇은 디스크 집단에 해당하는 구분되는 화학적 및 운동적 순서를 식별하였다.
• 별의 진화 모델과 이소클론 피팅을 적용하여 광도 및 금속성에서 개별 별의 연령을 유도하였다.
• 두꺼운 디스크에서 연령과 수직 속도 분산 간의 상관관계를 분석하여 구조적 진화 및 척도 높이 변화를 추론하였다.
• 관측된 연령-금속성 및 연령-[α/Fe] 관계를 내측에서 외측으로 확장되는 형성 모델과 반경 방향 이동 모델의 예측과 비교하였다.
• 운동학적 및 화학적 데이터를 활용하여 금속 농도가 낮은 얇은 디스크 별의 기원과 외부 디스크 형성과의 연관성을 추론하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 태양계 근처에서 관측된 연령-금속성 및 연령-[α/Fe] 관계는 은하수 디스크의 이중 단계 형성 역사를 지지하는가?
• RQ2 반경 방향 이동(혼합)은 태양 고리 전역에서 별을 얼마나 재분포시켰으며, 이로 인해 관측된 국소 운동학 및 화학적 패턴에 영향을 미쳤는가?
• RQ3 태양 근처의 금속 농도가 낮은 얇은 디스크 별의 기원은 무엇이며, 그들의 연령은 두꺼운 디스크 형성 시기에 어떻게 관련되어 있는가?
• RQ4 얇은 디스크의 관측된 반경 방향 금속성 기울기와 두꺼운 디스크가 R < 10 kpc 내에 국한된 현상은 공통된 형성 메커니즘으로 설명될 수 있는가?
• RQ5 형성 시기, 화학 조건, 운동학을 고려할 때, 전통적인 '얇은 디스크'와 '두꺼운 디스크'의 구분은 여전히 타당한가?

주요 결과

• 두꺼운 디스크는 4–5 Gyr 동안 단조로운 화학적 농축을 거쳐 형성되었으며, [α/Fe]와 연령 간의 밀접한 상관관계를 보여, 균일하게 혼합된 간성 물질을 의미한다.
• 두꺼운 디스크에서 수직 속도 분산은 시간이 지남에 따라 약 50 km s⁻¹에서 약 25 km s⁻¹로 감소하여, 별 형성이 진행됨에 따라 디스크가 점차 얇아졌음을 나타낸다.
• 내부 얇은 디스크는 약 8 Gyr 전에 형성되었으며, 두꺼운 디스크 형성의 종료 시점에 남은 화학 조건—특히 [Fe/H] ≈ -0.1에서 +0.1 dex 및 [α/Fe] ≈ 0.1 dex—을 물려받았다.
• 외부 얇은 디스크는 두꺼운 디스크의 내부 단계와 동시에, 약 9–10 Gyr 전에 형성되기 시작했으며, 두꺼운 디스크에서 유래한 농축된 기체와 유입된 금속 농도가 낮은 기체의 혼합물에서 기인한 것으로 보인다.
• 두꺼운 디스크에서 관측된 연령-[α/Fe] 및 연령-금속성 관계는 연속적인 내측에서 외측으로 확장되는 형성 과정을 배제한다. 이러한 모델은 관측되지 않은 반경 기울기를 유도하기 때문이다.
• 반경 방향 이동(혼합)은 태양 근처 또는 태양 고리 전역에서 별을 재분포시키는 데 거의 영향을 미치지 않았다. 관측된 운동학적 및 화학적 패턴은 상당한 혼합을 반영하지 않기 때문이다.