[论文解读] Age distribution of stars in boxy/peanut/X-shaped bulges formed without bar buckling

Junichi Baba, Daisuke Kawata+1 more|arXiv (Cornell University)|Apr 19, 2021

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 103被引用 15

一句话总结

本研究利用银河系类星系的N体/流体动力学模拟，表明通过垂直内 Lindblad 共振（vILR）加热而未发生光棒屈曲的盒形/花生/X形（BPX）星系核球，主要由光棒形成前形成的恒星主导。光棒形成后形成的恒星具有更高的雅可比能量，无法到达vILR区域，因而无法填充BPX星系核球，导致BPX星系核球与较年轻的核球星盘（NSD）之间出现明显的年龄差距。

ABSTRACT

Some barred galaxies, including the Milky Way, host a boxy/peanut/X-shaped bulge (BPX-shaped bulge). Previous studies suggested that the BPX-shaped bulge can either be developed by bar buckling or by vertical inner Lindblad resonance (vILR) heating without buckling. In this paper, we study the observable consequence of an BPX-shaped bulge built up quickly after bar formation via vILR heating without buckling, using an N-body/hydrodynamics simulation of an isolated Milky Way-like galaxy. We found that the BPX-shaped bulge is dominated by stars born prior to bar formation. This is because the bar suppresses star formation, except for the nuclear stellar disc (NSD) region and its tips. The stars formed near the bar ends have higher Jacobi energy, and when these stars lose their angular momentum, their non-circular energy increases to conserve Jacobi energy. This prevents them from reaching the vILR to be heated to the BPX region. By contrast, the NSD forms after the bar formation. From this simulation and general considerations, we expect that the age distributions of the NSD and BPX-shaped bulge formed without bar buckling do not overlap each other. Then, the transition age between these components betrays the formation time of the bar, and is testable in future observations of the Milky Way and extra-galactic barred galaxies.

研究动机与目标

• 研究通过vILR加热而未发生光棒屈曲形成的BPX星系核球中恒星的年龄分布。
• 确定光棒形成后形成的恒星是否可通过vILR加热填充BPX星系核球。
• 检验BPX星系核球与核球星盘（NSD）具有不同年龄分布的假设，原因在于光棒诱导的光棒形成后恒星形成被抑制。
• 将BPX星系核球与NSD之间的过渡年龄识别为光棒形成时间的诊断指标。
• 评估该年龄差距在银河系及外部旋涡星系中的可观测性。

提出的方法

• 对一个具有自洽恒星形成与气体动力学的孤立银河系类星系进行了N体/流体动力学模拟。
• 追踪恒星形成时间与轨道能量（雅可比能量），以评估光棒形成后的恒星是否能到达vILR区域。
• 使用轨道诊断量如 (Ωφ − Ωb)/Ωz，将恒星分类为相对于光棒的共转或反向旋转。
• 计算雅可比能量（EJ），并与轴对称势场中的圆轨道能量（Ec）比较，以识别非圆形轨道。
• 利用AGAMA软件在轴对称势场近似下识别vILR位置。
• 在不同时间分析 (Lz, E) 相空间中的恒星分布，以追踪轨道演化与加热过程。

实验结果

研究问题

• RQ1 在未发生光棒屈曲的情况下，光棒形成后形成的恒星是否可通过vILR加热填充BPX星系核球？
• RQ2 通过vILR加热而未发生屈曲形成的BPX星系核球中恒星的年龄分布如何？
• RQ3 光棒诱导的恒星形成抑制如何影响BPX星系核球与核球星盘（NSD）之间的年龄对比？
• RQ4 BPX星系核球与NSD之间的过渡年龄是否可用于推断光棒形成时期？
• RQ5 哪些轨道特征阻止了光棒形成后的恒星到达vILR区域并加入BPX星系核球？

主要发现

• BPX星系核球主要由光棒形成前形成的恒星主导，因为光棒在其大部分区域抑制了恒星形成。
• 靠近光棒末端形成的恒星具有更高的雅可比能量，由于能量守恒，无法被加热至vILR区域。
• 核球星盘（NSD）在光棒形成后形成，因此与BPX星系核球相比，具有明显更年轻的恒星种群。
• BPX星系核球与NSD的年龄分布不重叠，两者之间形成清晰的年龄差距。
• 两个组分之间的过渡年龄标志着光棒的形成时间，未来观测中可能被测量。
• 该年龄差距在未人为抑制屈曲的模拟中依然稳健，且可通过未来的近红外光谱与天体测量任务（如APOGEE和JASMINE）观测到。