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

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

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 2인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 N-body 시뮬레이션을 사용하여 납작하고 두꺼운 디스크 성분이 바르드가 있는 은하에서 바-박스/피어싱(B/P) 부울지의 형태학적 특성과 선형 속도(los)에서 어떻게 다름을 조사한다. 얇은 디스크 성분은 더 강하고 더 길어진 바를 형성하며 뚜렷한 X자형 B/P 부울지가 나타나지만, 두꺼운 디스크 성분은 더 약하고 상자 모양의 B/P 형태를 만든다; 특히 중요한 점은 두꺼운 디스크 성분의 B/P 영역에서 선형 속도가 얇은 디스크 성분보다 최대 40% 높을 수 있으며, 이는 궤도 역학과 운동량 손실의 차이 때문임을 발견한다.

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

• 디스크 은하에서 바-박스/피어싱(B/P) 부울지의 형태학적 및 운동학적 특성에 영향을 미치는 별 디스크의 운동학적 성질을 이해하기 위해.
• 운동학적으로 냉각된(키네틱스 컬드) 얇은 디스크와 운동학적으로 뜨거운(키네틱스 핫) 두꺼운 디스크 성분 간의 바 강도, 형태, B/P 구조에서의 차이를 조사하기 위해.
• B/P 부울지 영역의 별에서의 선형 속도(los)가 얇은 디스크와 두꺼운 디스크 인구 간에 어떻게 다름을 분석하기 위해.
• 궤도 역학과 운동량 변화가 관측된 운동학적 차이를 형성하는 데 기여하는 바를 탐색하기 위해.

제안 방법

• N-body 시뮬레이션을 사용하여 얇은 디스크(운동학적으로 냉각됨)와 두꺼운 디스크(운동학적으로 뜨거움)를 모두 포함하는 은하를 모델링하여 바와 B/P 부울지의 형성을 허용한다.
• 내부 영역에서 별 인구의 진화를 추적하며, 형태학적 특성과 선형 속도(los) 프로파일에 중점을 둔다.
• 바 강도와 축 비율을 얇은 디스크와 두꺼운 디스크 성분 모두에서 측정하여 그들의 구조적 특성을 비교한다.
• B/P 부울지의 X자형과 상자 형태를 각 디스크 성분에 대해 별도로 정량화한다.
• 다양한 관측 각도(측면에서 본 시점과 은하수 유사 시점)를 고려하여 B/P 영역의 별에서 선형 속도를 계산한다.
• 초기 반경 방향 속도 분산의 차이(Δσ)와 선형 속도의 차이(Δvlos) 사이의 상관관계를 분석하여 운동학적 의존성을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 모의된 바르드가 있는 은하에서 얇은 디스크와 두꺼운 디스크 성분 간의 바-박스/피어싱(B/P) 부울지 형태학적 특성은 어떻게 다름가?
• RQ2 왜 두꺼운 디스크 성분의 B/P 부울지에서 선형 속도(los)가 얇은 디스크 성분보다 높아지며, 그 정도는 어느 정도인가?
• RQ3 특히 운동량 변화를 고려할 때, 얇은 디스크와 두꺼운 디스크 성분의 궤도 역학이 B/P 영역에서 관측된 운동학적 차이를 어떻게 형성하는가?
• RQ4 두 디스크 간의 초기 속도 분산 차이(Δσ)가 B/P 부울지에서 관측된 선형 속도 차이(Δvlos)와 어느 정도 상관관계가 있는가?

주요 결과

• 얇은 디스크 바의 강도는 두꺼운 디스크 바보다 약 50% 더 강하고 더 길어지며, 축 비율은 두꺼운 디스크 바의 거의 두 배이다.
• 얇은 디스크 B/P 부울지는 뚜렷한 X자형을 보이지만, 두꺼운 디스크 B/P는 형태적으로 더 약하고 상자 모양에 가깝다.
• 두꺼운 디스크의 B/P 신호는 얇은 디스크보다 더 약하며, 은하 평면에서 더 멀리 떨어져 있다.
• B/P 부울지의 외곽 영역에서, 측면에서 본 시점에서는 두꺼운 디스크 성분의 선형 속도가 얇은 디스크 성분보다 최대 40% 높고, 은하수 유사 시점에서는 최대 20% 높다.
• 두 디스크 간의 선형 속도 차이(Δvlos)는 초기 반경 방향 속도 분산의 차이(Δσ)와 상관관계가 있다.
• 바-B/P 영역의 별들은 서로 다른 궤도 행동을 보인다: 얇은 디스크 성분은 더 많은 운동량을 잃고 바에 더 효과적으로 갇히며, 두꺼운 디스크 성분은 더 큰 반경 방향 진동을 보이며, 큰 반경에서 유래한 더 큰 운동량을 가진 별들이 바 영역에 도달할 수 있다.