[논문 리뷰] The formation of disk galaxies in a cosmological context: Populations, metallicities and metallicity gradients

Matthias Steinmetz, E. Müller|arXiv (Cornell University)|1993. 12. 05.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 5

한 줄 요약

이 논문은 암흑물질, 기체역학, 항성 형성, 초신성 피드백, 금속 농도 향상 등을 포함한 은하 형성의 천체역학적 시뮬레이션을 제시한다. 관측 결과와 일치하는 주요 특징들을 재현한다: 금속 농도가 높은 붕괴핵, 금속 농도가 낮은 허브, 그리고 −0.05 dex/kpc의 금속 농도 기울기를 가지는 디스크. 이는 초기 밀도 불균형과 연관된 2형 항성의 금속 농도를 연결하며, 큰 밀도 최대값에서 형성된 붕괴핵 항성과 작은 밀도 최대값에서 형성된 허브 항성의 형성 역사를 각각 구분한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 완전한 유체역학과 금속 농도 향상을 포함한 천체역학적 프레임워크에서 디스크 은하 형성 시뮬레이션을 수행한다.
• 붕태핵, 허브, 디스크와 같은 은하 성분에서 항성 집단과 그들의 금속 농도 기원을 조사한다.
• 초기 밀도 불균형과 2형 항성의 금속 농도 사이의 관계를 탐색한다.
• 자기 일관된 천체역학적 조건에서 관측된 금속 농도 기울기와 성분별 금속 농도를 재현한다.

제안 방법

• 회전하는 과밀도 구를 초기 조건으로 사용한 천체역학적 시뮬레이션으로, 질량은 8×10¹¹ M☉이다.
• 모델은 암흑물질, 기체역학, 복사 냉각, 수렴 영역 및 제임스 불안정 영역에서의 항성 형성, 초신성 피드백을 포함한다.
• 항성은 금속 농도가 높은 기체에서 형성되며, 형성 시점의 간섭성 매질에서 유래한 금속 농도를 물려받는다.
• 금속 농도가 높은 기체는 초신성에 의해 간섭성 매질로 재순환되어 자율적인 금속 농도 향상을 가능하게 한다.
• 시뮬레이션은 은하 성분 전반에서 금속 농도와 항성 집단의 공간적·시간적 변화를 추적한다.
• 항성 형성 역사는 초기 조건에서의 초기 밀도 불균형의 진폭과 연결된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 천체역학적 맥락에서 디스크 은하의 금속 농도 기울기는 어떻게 형성되는가?
• RQ2 붕태핵, 허브, 디스크에서 항성 집단의 금속 농도 분포는 무엇에 의해 결정되는가?
• RQ3 2형 항성의 금속 농도는 소규모 초기 밀도 불균형의 강도와 어떻게 관련되는가?
• RQ4 초기 밀도 구조의 관점에서 오래된 허브 항성과 더 어린 디스크 항성 간의 관측된 분리 현상의 기원은 무엇인가?
• RQ5 자기 일관된 천체역학적 시뮬레이션이 관측된 나선 은하의 금속 농도 구조를 재현할 수 있는가?

주요 결과

• 시뮬레이션된 은하는 금속 농도가 높은 붕태핵, 금속 농도가 낮은 항성 허브, 거의 태양 금속 농도를 가지며 반경 방향 금속 농도 기울기가 −0.05 dex/kpc인 디스크를 나타낸다.
• 허브는 금속 농도 기울기가 뚜렷하지 않으며, 디스크는 반경이 증가함에 따라 금속 농도가 명확히 감소한다.
• 붕태핵 항성은 초기에 가장 큰 밀도 최대값에 위치한 기체에서 형성되었고, 허브 항성은 덜 두드러진 최대값에 위치한 기체에서 형성되었다.
• 2형 항성의 금속 농도는 초기 조건에서의 소규모 초기 밀도 불균형의 진폭과 상관관계가 있다.
• 항성 집단은 주로 오래된 것으로, 허브와 붕태핵 항성은 관측 결과와 일치하여 10.5 Gyr 이상의 연령을 가진다.
• 시뮬레이션은 나선 은하의 주요 구조적 및 화학적 특성, 성분별 금속 농도 및 형성 역사를 성공적으로 재현하였다.