[논문 리뷰] Disk settling and dynamical heating: histories of Milky Way-mass stellar disks across cosmic time in the FIRE simulations

Fiona McCluskey, Andrew Wetzel외 4명|arXiv (Cornell University)|2023. 03. 24.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 153인용 수 5

한 줄 요약

이 연구는 은하계 질량의 별 디스크의 운동학적 진화를 분석하기 위해 FIRE-2 천체물리 모의 실험을 사용하며, 우주론적 진화에 의한 디스크 정착과 형성 이후의 동역학적 가열을 구분한다. 세 단계의 별 형성 시기, 즉 난류 상태의 디스크 이전 시기(σ_form 피크 ~8 Gyr 전), 초기 디스크 시기(고분산), 후기 디스크 시기(냉각된 형성)를 규명한다. 특히, 약 10 Gyr 미만의 별들에서 오늘날의 속도 분산 대부분이 형성 시점에 유전된 것으로 나타나, 형성 이후의 가열은 주로 젊은 별의 반경 방향 분산을 증가시킨다.

ABSTRACT

We study the kinematics of stars both at their formation and today within 14 Milky Way (MW)-mass galaxies from the FIRE-2 cosmological zoom-in simulations. We quantify the relative importance of cosmological disk settling and post-formation dynamical heating. We identify three eras: a Pre-Disk Era (typically >8 Gyr ago), when stars formed on dispersion-dominated orbits; an Early-Disk Era (~ 8 - 4 Gyr ago), when stars started to form on rotation-dominated orbits but with high velocity dispersion, sigma_form; and a Late-Disk Era (< 4 Gyr ago), when stars formed with low sigma_form. sigma_form increased with time during the Pre-Disk Era, peaking ~ 8 Gyr ago, then decreased throughout the Early-Disk Era as the disk settled and remained low throughout the Late-Disk Era. By contrast, the velocity dispersion measured today, sigma_now, increases monotonically with age because of stronger post-formation heating for Pre-Disk stars. Importantly, most of sigma_now was in place at formation, not added post-formation, for stars younger than ~ 10 Gyr. We compare the evolution of the three velocity components: at all times, sigma_R,form > sigma_phi,form > sigma_Z,form. Post-formation heating primarily increased sigma_R at ages < 4 Gyr but acted nearly isotropically for older stars. The kinematics of young stars in FIRE-2 broadly agree with the range observed across the MW, M31, M33, and PHANGS-MUSE galaxies. The lookback time that the disk began to settle correlates with its dynamical state today: earlier-settling galaxies currently form colder disks. Including stellar cosmic-ray feedback does not significantly change disk rotational support at fixed stellar mass.

연구 동기 및 목표

• 은하계 질량의 별 디스크 운동학에 기여하는 우주론적 디스크 정착과 형성 이후의 동역학적 가열을 분리하는 것.
• 고해상도 시뮬레이션에서 은하계 질량의 디스크에서 우주의 시간에 따라 형성 시 속도 분산(σ_form)과 오늘날 속도 분산(σ_now)이 어떻게 진화하는지 정량화하는 것.
• 은하수, M31, M33, PHANGS-MUSE 은하의 관측 결과와 시뮬레이션된 별 운동학을 비교하여 현실성 여부를 평가하는 것.
• 초기 디스크 정착이 오늘날 더 차가운 디스크를 유도하는지, 그리고 별의 초신성 우주선 피드백이 자전 지원에 영향을 미치는지 조사하는 것.
• 관측된 디스크 운동학이 초기 조건인지, 아니면 후기 동역학적 과정(특히 오래된 금속 농도가 낮은 별에 대해)에 의해 결정되는지 규명하는 것.

제안 방법

• 별 형성, 피드백, 우주론적 진화를 포함한 전체 물리 과정을 반영한 14개의 고해상도 FIRE-2 천체물리 모의 실험을 사용하여 은하계 질량의 은하를 시뮬레이션하였다.
• 개별 별들을 형성에서 현재까지 추적하여, 형성 시 속도 분산(σ_form)과 현재 속도 분산(σ_now)을 측정함으로써 형성 이후 가열 효과를 분리하였다.
• 궤도 역학과 분산 진화 기반으로 별 형성 시기를 세 단계로 분류: 디스크 이전(≥8 Gyr 전), 초기 디스크(8–4 Gyr 전), 후기 디스크(≤4 Gyr 전).
• 반경, 회전, 수직 방향의 세 가지 속도 성분을 별도로 분석하여 가열의 비대칭성을 평가하였으며, 형성 시점에서 σ_R,form > σ_φ,form > σ_Z,form 의 순서를 보였다.
• σ_now 와 σ_form 를 비교하여 형성 후 가열 효과를 정량화하였으며, 오래된 별들에 대해서는 등방성 가열, 젊은 별들에 대해서는 반경 방향에 치우친 가열을 발견하였다.
• 시뮬레이션된 운동학을 관측된 은하(MW, M31, M33, PHANGS-MUSE)와 비교하였으며, 별의 초신성 우주선 피드백을 포함했을 때 자전 지원에 미치는 영향을 시험하였다.

Figure 1 : Median velocities and velocity dispersions for stars versus age , within cylindrical $R=6-10~{}\text{kpc}$ and $|Z|<3~{}\text{kpc}$ at $z=0$ . Age bins have a width of 250 Myr. The lines show the average and the shaded regions show the standard deviation across 11 MW -mass galaxies, with

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하계 질량의 은하에서 형성 시 속도 분산(σ_form)은 우주의 시간에 따라 어떻게 변화하며, 그 변화를 이끄는 요인은 무엇인가?
• RQ2 오늘날의 별 속도 분산(σ_now)이 초기 조건(σ_form)에 의해 결정되는 정도는 어느 정도이며, 형성 이후의 동역학적 가열은 어느 정도 기여하는가?
• RQ3 디스크 이전, 초기 디스크, 후기 디스크 시기 등 다른 시기의 별들 간에 σ_form 와 σ_now 는 어떻게 비교되는가?
• RQ4 디스크 정착 시점이 오늘날 디스크의 차가움(낮은 σ_now)과 관련이 있는가? 이 상관관계는 시뮬레이션 전반에서 견고한가?
• RQ5 은하수의 오래된 금속 농도가 낮은 별들의 관측된 운동학적 행동은 주로 초기 형성 조건 때문인지, 아니면 후기의 충돌 및 비대칭성에 의한 토크 작용 때문인가?

주요 결과

• 형성 시 속도 분산(σ_form)은 약 8 Gyr 전 디스크 이전 시기 동안 피크에 도달했고, 디스크 정착에 따라 감소하였으며, 후기 디스크 시기에는 σ_form 가 낮게 유지되었다.
• 약 10 Gyr 미만의 별들에 대해서는 오늘날의 속도 분산(σ_now) 대부분이 이미 형성 시점에 존재했음을 시사하며, 형성 이후 가열은 이들의 운동학에 거의 기여하지 않는다는 것을 의미한다.
• 형성 후 가열은 연령이 증가함에 따라 σ_now 를 단조롭게 증가시키며, 특히 4 Gyr 이내의 별들에 대해서는 반경 방향 분산(σ_R)에 주로 영향을 미쳤지만, 오래된 별들에 대해서는 거의 등방성으로 작용하였다.
• 형성 시점에서 속도 분산은 σ_R,form > σ_φ,form > σ_Z,form 의 순서를 보이며, 난류 상태의 은하간성 물질에서의 비대칭적 初기 조건을 나타낸다.
• 조기 정착을 이룬 은하는 오늘날 더 차가운 디스크를 보이며, 조기 디스크 정착과 낮은 현재 σ_now 간의 강한 상관관계를 보였다.
• 시뮬레이션에 별의 초신성 우주선 피드백을 포함시켜도 고정된 별 질량에서 디스크의 자전 지원에 크게 영향을 주지 않아, 이는 디스크 운동학에서 주요 요인으로 작용하지 않는다는 것을 시사한다.

Figure 2 : Top : The ratio of median $v_{\rm\phi}$ to $\sigma$ , that is, how rotationally supported or ‘disky’ the stars are, versus age. We average across 11 galaxies, and the shaded region shows the galaxy-to-galaxy standard deviation. The solid purple line shows $(v_{\rm\phi}/\sigma_{\rm tot})_{