From protogalaxy through thick and thin: Why did the Milky Way evolve in three kinematic phases?

Problemstellung
Neue Beobachtungsdaten von Gaia und APOGEE haben gezeigt, dass sich die in situ-Sternpopulation der Milchstraße durch drei unterschiedliche kinematische Phasen entwickelt hat: eine frühe ungeordnete Protogalaxie, eine kinematisch heiße dicke Scheibe und eine kinematisch kalte dünne Scheibe. Obwohl diese Phasen archäologisch gut dokumentiert sind, bleiben die physikalischen Mechanismen, die die Übergänge zwischen ihnen antreiben – insbesondere das „Spin-up" von einer Protogalaxie zu einer dicken Scheibe und das anschließende „Cooldown" zu einer dünnen Scheibe – noch nicht vollständig verstanden. Frühere Arbeiten haben verschiedene Treiber vorgeschlagen, darunter Halo-Akkumulationsraten, die Konzentration des zentralen Potentials und die Virialisierung des circumgalaktischen Mediums (CGM), doch es fehlt eine vereinheitlichte physikalische Erklärung für die dreiphasige Sequenz in Systemen mit der Masse der Milchstraße.

Methodik
Die Autoren nutzen eine Suite von 12 kosmologischen „Zoom-in"-Simulationen von Galaxien mit der Masse der Milchstraße aus dem Projekt „Feedback In Realistic Environments" (FIRE-2). Diese Simulationen verwenden den GIZMO-Code mit mesh-freier Finite-Masse-Hydrodynamik (MFM) und beinhalten mehrkanaliges stellares Feedback (Winde, Supernovae, Strahlungsdruck). Die Stichprobe umfasst isolierte Halos und Paare, die der Lokalen Gruppe ähneln.

Die Studie verfolgt einen „archäologischen" Ansatz, der mit Beobachtungsstudien vergleichbar ist, indem sie die Umlaufbahnzirkularität ($\epsilon = j_z / j_c(E)$) von Sternen und Gas gegen die Metallizität und die Blickzeit (lookback time) abbildet. Die Autoren definieren für jede Galaxie drei charakteristische Übergangszeiten:

1. Gas-Spin-up ($t_{s, \text{gas}}$): Der Zeitpunkt, zu dem die mediane Zirkularität von kühlem Gas ($T \le 10^4$ K) erstmals nachhaltig über Null ansteigt.
2. Stern-Spin-up ($t_{s, \star}$): Der Zeitpunkt, zu dem die mediane Zirkularität junger Sterne ($< 250$ Myr) nachhaltig über Null ansteigt.
3. Cooldown ($t_{\text{CD}}$): Der Zeitpunkt, zu dem die mediane Zirkularität junger Sterne einen Wert von Eins annähert ($\epsilon \approx 1$) mit geringer Streuung, was den Beginn der Phase der dünnen Scheibe markiert.

Die Autoren korrelieren diese Übergangszeiten anschließend mit verschiedenen physikalischen Treibern, darunter die Virialmasse, die Sternmasse, der Gasanteil, die Verschmelzungsgeschichten, die Konzentration des zentralen Gravitationspotentials, der Virialisierungszustand des inneren CGM und das „Sloshing" (Schwappen) baryonischer Materie relativ zum Gesamt-Schwerpunkt.

Hauptergebnisse

1. Reproduktion der drei Phasen: Die FIRE-2-Simulationen reproduzieren auf natürliche Weise die drei im Milchstraßensystem beobachteten kinematischen Phasen. Alle 12 Galaxien zeigen eine frühe isotrope Protogalaxie-Phase, gefolgt von einer dicken Scheibenphase mit kohärenter Rotation, aber hoher Streuung, und schließlich einer dünnen Scheibenphase mit hoher Zirkularität und geringer Streuung.
2. Zeitpunkt der Übergänge:
   • Gas geht Sternen voraus: In allen Fällen spinnt das Gas auf, bevor die jungen Sterne dies tun (um $\sim 0,5$ bis >2 Gyr).
   • Spin-up vs. Cooldown: Der Stern-Spin-up erfolgt signifikant früher als das Cooldown. Die beiden Übergänge sind nicht eng korreliert, was auf unterschiedliche physikalische Treiber hindeutet.
3. Treiber des Spin-up (Protogalaxie $\to$ Dicke Scheibe):
   • Nicht Masse oder Verschmelzungen: Der Spin-up korreliert nicht mit einer spezifischen Virialmasse, Sternmasse oder einem Gasanteil. Hauptverschmelzungen lösen den Spin-up nicht systematisch aus; tatsächlich tritt der Spin-up oft nach Perioden schnellen Massenzuwachses auf.
   • Nicht Potentialkonzentration: Im Gegensatz zu einigen Hypothesen ist das zentrale Gravitationspotential zum Zeitpunkt des Spin-up am wenigsten konzentriert (steigende Rotationskurven). Das Potential wird erst später steiler, näher an der Cooldown-Phase.
   • Stabiler Schwerpunkt: Die Hauptbedingung für den Spin-up ist das Aufhören des „baryonischen Sloshings". Die Autoren definieren einen Sloshing-Parameter ($s_b$), der die Geschwindigkeitsverschiebung zwischen Baryonen und dem Gesamt-Schwerpunkt misst. Der Gas-Spin-up tritt konsistent auf, wenn $s_b$ unter $\sim 0,2$ fällt, was darauf hindeutet, dass ein stabiler dynamischer Mittelpunkt erforderlich ist, damit eine kohärente Rotation entstehen kann.
4. Treiber des Cooldown (Dicke Scheibe $\to$ Dünne Scheibe):
   • CGM-Virialisierung: Der Übergang zur dünnen Scheibe fällt mit der Virialisierung des inneren CGM zusammen, definiert durch das Verhältnis von Abkühlzeit zu Freifallzeit ($t_{\text{cool}}/t_{\text{ff}}$), das $\sim 2$ überschreitet.
   • Potentialsteilung: Zum Zeitpunkt des Cooldown ist das zentrale Potential signifikant konzentrierter geworden.
   • Sternentstehungsmodus: Die Phase der dünnen Scheibe ist mit einem Übergang von einer burst-artigen zu einer stetigen Sternentstehung verbunden sowie mit intermediären Raten der Umwandlung von kühlem Gas in Sterne.
5. Gasverbrauchsrate (GCR): Die Rate der Umwandlung von kühlem Gas in Sterne erreicht während der Phase der dicken Scheibe (zwischen Spin-up und Cooldown) ihren Höhepunkt, selbst wenn die Sternentstehung weiterhin burst-artig bleibt. Nach dem Cooldown sinkt die GCR auf intermediäre Niveaus ab, da die Sternentstehung stetig wird.

Bedeutung und Schlussfolgerungen
Die Studie kommt zu dem Schluss, dass die Bildung einer dicken Scheibe und einer dünnen Scheibe durch unterschiedliche physikalische Bedingungen angetrieben wird.

• Bildung der dicken Scheibe: Erfordert eine minimale Bedingung: einen stabilen Schwerpunkt der Bewegung. Sobald das „Sloshing" der Baryonen innerhalb des Potentials abklingt, kann das Gas beginnen, kohärent zu rotieren, selbst wenn das Potential noch „aufgebläht" ist und das innere CGM noch nicht virialisiert ist.
• Bildung der dünnen Scheibe: Erfordert restriktivere Bedingungen. Sie erfordert die Virialisierung des inneren CGM (was es dem Gas ermöglicht, subsonisch zu akkretieren und den Drehimpuls auszurichten) sowie eine Steilung des zentralen Potentials.

Die Autoren betonen, dass Verschmelzungen in ihrer Stichprobe nicht als bestimmender Treiber für einen der beiden Übergänge erscheinen. Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass zwar rotierendes Gas allein ein Zeichen für die Bildung einer Scheibe ist, das spezifische Entstehen einer dünnen Scheibe jedoch die thermodynamische und Drehimpuls-Strukturierung des akkretierenden Gases erfordert, die durch ein virialisiertes inneres CGM bereitgestellt wird. Diese Unterscheidung hilft, die physikalischen Anforderungen für die Entwicklung von Galaxienscheiben in der $\Lambda$CDM-Kosmologie zu klären und bietet einen Rahmen für die Interpretation von Beobachtungen bei hoher Rotverschiebung, bei denen Gasrotation existieren kann, ohne dass sich eine etablierte dünne Sternscheibe gebildet hat.