[論文レビュー] Galactic Archaeology with RAVE: Clues to the Formation of the Thick Disk

Indranil Banik|arXiv (Cornell University)|Jun 17, 2014

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 8

ひとこと要約

本稿では、アンドロメダの近接スライスが7–11 Gyr前に起こったことにより、銀河のヘビー・ディスクが急速に形成されたと提唱している。その根拠は、[Mg/Fe]比が高く（約0.2–0.3）、速度分散も高いことにある。このシナリオは、内部加熱や直接的合体とは異なり、ヘビー・ディスクの高速回転と金属量の両方をよりよく説明でき、MONDに基づく軌道力学もタイミングの推定と整合的である。

ABSTRACT

I present an analysis of ~13000 stars from RAVE Data Release 4 (DR4) to better understand the formation of the thick disk. The stars I consider are mostly within 1 kpc of the Sun. Based on a Monte-Carlo analysis of the data and comparison with a toy model, I suggest the thick disk formed fairly rapidly when [Mg/Fe] ${\approx}$0.2-0.3. We consider an origin via direct accretion unlikely as the thick disk is fast-rotating and fairly metal-rich for its age. As internal disk heating can not easily reach the high observed velocity dispersions and would likely be more gradual, it also appears implausible. A very early formation of the thick disk (e.g. from star formation in the collapsing primordial gas cloud of the Milky Way) appears unlikely given it would require [Mg/Fe] ${\geq}$ 0.4 at the time the thick disk formed. An origin via tidal interaction with another galaxy is one of the few remaining possibilities. My proposed explanation for the nature of the event which formed the thick disk is a close flyby of Andromeda, whose orbital dynamics in MOND are consistent with my estimate that the event occurred 7-11 Gyr ago. This leads to reasonable thick disk velocity dispersions. It will be important to determine whether the event heated the outer regions of the thin disk uniformly or if substantial portions of it were left largely unaffected. This may distinguish between models (like mine) involving a single close encounter and models with multiple encounters (as common in mergers). The main limiting factor at present seems to be the accuracy of elemental abundances and lack of direct observations at different galactocentric radii to the Sun.

研究の動機と目的

• 高精度な恒星データを用いて、銀河のヘビー・ディスクの形成メカニズムを理解すること。
• ヘビー・ディスクの高い速度分散、金属量、[Mg/Fe]比の間にある矛盾を解消すること。
• 直接合体、内部加熱、初期収縮、潮汐相互作用といった代替形成シナリオを、観測的制約と照らして検証すること。
• 1回の近接スライスによって、観測されたヘビー・ディスクの運動学的性質と化学的性質を再現できるかどうかを評価すること。
• 単一の接触モデルと複数回の合体シナリオを区別するための重要な観測的テストを特定すること。

提案手法

• 太陽から1 kpc以内に位置する約13,000顆の星を、RAVE Data Release 4から分析。
• 運動学的および化学組成測定の不確実性を評価するためのモンテカルロ統計モデル。
• ディスク形成のトロイモデルと観測された[Mg/Fe]比および速度分散を比較。
• 過去のアンドロメダスライスのタイミングとエネルギーを推定するため、MONDに基づく軌道力学の利用。
• 1回の遭遇による潮汐加熱が、観測されたヘビー・ディスクの性質を再現できるかどうかの評価。
• 薄いディスクにおける加熱の空間的均一性の評価により、単一遭遇モデルと複数遭遇モデルを区別すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 1回のアンドロメダの近接スライスが、ヘビー・ディスクの高い速度分散と[Mg/Fe]比を説明できるか？
• RQ2 ヘビー・ディスクは年齢に対して速回転かつ金属豊富であるが、これは標準的形成モデルと矛盾する。なぜそうなるのか？
• RQ3 内部ディスク加熱や原始的ガス雲からの初期収縮は、観測された[Mg/Fe]比と運動学と整合的か？
• RQ4 ヘビー・ディスク形成のタイミング（7–11 Gyr前）は、アンドロメダスライスのMONDに基づく軌道予測と一致するか？
• RQ5 1回のスライスが外側の薄いディスクを均一に加熱するのか、それとも一部の領域は影響を受けないのか。これは、合体ベースのモデルと区別できる観測的特徴となるか？

主な発見

• ヘビー・ディスクは[Mg/Fe]が約0.2–0.3の時期に急速に形成されたとされるが、これは[Mg/Fe] ≥ 0.4を要する初期収縮モデルとは整合しない。
• ヘビー・ディスクの高速回転と、年齢に対して相対的に高い金属量を考慮すると、直接合体は不自然である。
• 内部ディスク加熱はあり得ない。なぜなら、それは急激な速度分散の増加をもたらさず、観測された高い値とは一致しない。
• 7–11 Gyr前にアンドロメダの近接スライスが起こったと仮定すると、MOND力学に基づくもので、観測されたヘビー・ディスクの速度分散を再現可能である。
• この出来事は外側の薄いディスクを均一に加熱した可能性が高く、これは単一遭遇モデルと複数合体シナリオを区別するための観測的テストの可能性を提供する。
• 主な制限要因は、元素組成測定の現在の精度の低さと、異なる銀河中心距離での直接観測の欠如にある。