[论文解读] Accretion onto disk galaxies via hot and rotating CGM inflows

Jonathan Stern, Drummond B. Fielding+6 more|arXiv (Cornell University)|May 31, 2023

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用 4

一句话总结

该论文提出，炽热、旋转的星系晕介质（CGM）流入通过在向内螺旋过程中逐渐冷却，可维持类似银河系的盘星系中的恒星形成。利用二维流体动力学模拟与解析解，研究显示角动量守恒使流入在约15 kpc处展平为盘状结构，气体从10⁶ K均匀冷却至10⁴ K，无需依赖热不稳定性；气体在吸积前完成约6弧度的旋转，从而影响湍流与磁场。

ABSTRACT

Observed accretion rates onto the Milky-Way and other local spirals fall short of that required to sustain star formation for cosmological timescales. A potential avenue for this unseen accretion is an inflow in the volume-filling hot phase ($\sim10^6$ K) of the circumgalactic medium (CGM), as suggested by some cosmological simulations. Using hydrodynamic simulations and a new analytic solution valid in the slow-rotation limit, we show that a hot inflow spins up as it approaches the galaxy, while remaining hot, subsonic and quasi-spherical. At the radius of angular momentum support ($\approx15$ kpc for the Milky-Way) the hot flow flattens into a disk geometry and then cools from $\sim10^6$ K to $\sim10^4$ K at the disk-halo interface. Cooling affects all hot gas, rather than just a subset of individual gas clouds, implying that accretion via hot inflows does not rely on local thermal instability in contrast with 'precipitation' models for galaxy accretion. Prior to cooling and accretion the inflow completes $\sim t_{ m cool}/t_{ m ff}$ radians of rotation, where $t_{ m cool}/t_{ m ff}$ is the cooling time to free-fall time ratio in hot gas immediately outside the galaxy. The ratio $t_{ m cool}/t_{ m ff}$ may thus govern the development of turbulence and enhancement of magnetic fields in gas accreting onto low-redshift spirals. We argue that accretion via hot inflows can explain the observed truncation of nearby thin stellar disks at $\approx4$ disk radii. We also show that if rotating hot inflows are common in Milky-Way size disk galaxies, as predicted, then signatures should be observable with X-ray telescopes and FRB surveys.

研究动机与目标

• 理解尽管观测到的吸积率低于所需水平，炽热、旋转的星系晕介质（CGM）流入如何在类似银河系的盘星系中维持恒星形成。
• 为旋转、冷却的炽热CGM流入建立二维轴对称解析解，捕捉从球形到盘状几何结构的过渡。
• 确定角动量守恒与辐射冷却如何共同调控炽热CGM流入的结构与动力学特征。
• 评估预测的旋转速度分布与湍流特征在X射线与快速射电暴（FRB）色 dispersion 测量中的可观测性。

提出的方法

• 在慢速旋转近似下，推导包含辐射冷却与压缩加热的炽热、旋转CGM流入的二维轴对称解析解。
• 使用GIZMO代码的流体动力学模拟，对银河系质量晕中的流入进行建模，以验证解析解。
• 应用该解估算旋转速度分布与角动量演化，并与O vii吸收线的观测约束进行比较。
• 通过热冷却时间与自由落体时间之比（t_cool/t_ff）计算冷却前的旋转弧度数。
• 评估X射线微热量计与FRB色 dispersion 测量对旋转与不对称性的探测能力。
• 将模型预测与观测到的恒星形成率（SFR）及晕中重子质量预算进行比较，以约束所需CGM密度与范围。

实验结果

研究问题

• RQ1 角动量守恒如何塑造盘星系中炽热CGM流入的几何形态与运动学特征？
• RQ2 辐射冷却在驱动炽热CGM中从球形到盘状流入结构转变的过程中起何种作用？
• RQ3 t_cool/t_ff 比值如何调控吸积炽热气体的旋转演化与潜在湍流发展？
• RQ4 当前或未来的X射线与FRB巡天能否探测到预测的CGM旋转速度分布？
• RQ5 该流入模型在多大程度上解决了本地旋涡星系中的“缺失吸积”问题？

主要发现

• 在大半径处，炽热流入保持亚声速且近似球形，但在约15 kpc处因旋转支撑而展平为盘状结构，冷却从~10⁶ K开始至~10⁴ K。
• 流入在所有气体中均匀冷却，而非仅在热不稳定的团块中，表明此吸积模式不依赖于局部热不稳定性。
• 气体在冷却前完成约t_cool/t_ff ≈ 6弧度的旋转，暗示存在显著的旋转剪切，可能引发湍流与磁场放大。
• 预测的旋转速度分布v_φ ∝ r⁻¹比非辐射模拟更平坦，若X射线微热量计能分辨速度中心至≤100 km s⁻¹，则可能被探测到。
• 密度与温度的球对称性偏差由旋转引起，可能在X射线表面亮度与FRB色 dispersion 测量中可观测。
• 观测到的SFR约束炽热流入率至≤1–2 M☉ yr⁻¹，要求晕中重子质量分布延伸至超过~2r_vir以降低冷却速率，与近期tSZ观测一致。