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

問題提起
ガイアと APOGEE の最近の観測データは、天の川銀河の in situ 恒星集団が、初期の無秩序な原始銀河、運動学的に高温の厚い円盤、そして運動学的に低温の薄い円盤という 3 つの明確な運動学的段階を経て進化してきたことを明らかにしている。これらの段階は考古学的に十分に文書化されているが、それらの間の遷移を駆動する物理的メカニズム、すなわち原始銀河から厚い円盤への「スピンアップ」、およびその後の薄い円盤への「冷却」は、完全に理解されていない。先行研究は、ハローの組み立て率、中心ポテンシャルの集中度、および銀河圏外媒質（CGM）のビリアル化など、さまざまな駆動要因を提案してきたが、天の川銀河質量の系における 3 段階の配列に対する統一的な物理的説明は欠けている。

手法
著者らは、フィードバック・イン・リアリスティック・エンバイロンメント（FIRE-2）プロジェクトから、天の川銀河質量の銀河に関する 12 個の宇宙論的「ズームイン」シミュレーションのスイートを利用する。これらのシミュレーションは、メッシュフリー有限質量（MFM）流体力学を用いた GIZMO コードを採用し、多重チャネルの恒星フィードバック（風、超新星、放射圧）を含んでいる。サンプルには、孤立ハローと局所群に似たペアが含まれている。

本研究は、観測研究と類似した「考古学的」アプローチを採用し、恒星とガスの軌道円形度（$\epsilon = j_z / j_c(E)$）を金属量および遡及時間に対してマッピングする。著者らは、各銀河に対して 3 つの特性遷移時間を定義する：

1. ガスのスピンアップ（$t_{s, \text{gas}}$）：冷却ガス（$T \le 10^4$ K）の中央円形度が、持続的にゼロより上に初めて上昇する時点。
2. 恒星のスピンアップ（$t_{s, \star}$）：若い恒星（< 250 Myr）の中央円形度が、持続的にゼロより上に上昇する時点。
3. 冷却（$t_{\text{CD}}$）：若い恒星の中央円形度が、低い分散とともに 1 に近づく（$\epsilon \approx 1$）時点。これは薄い円盤段階の開始を示す。

著者らは、次にこれらの遷移時間を、ビリアル質量、恒星質量、ガス割合、合体履歴、中心重力ポテンシャルの集中度、内側 CGM のビリアル化状態、および全重心に対するバリオン物質の「揺れ（sloshing）」を含む、さまざまな物理的駆動要因と相関させる。

主要な結果

1. 3 つの段階の再現：FIRE-2 シミュレーションは、天の川銀河で観測される 3 つの運動学的段階を自然に再現する。12 個の銀河すべてが、初期の等方性原始銀河段階を示し、その後に一貫した回転を持つが分散の高い厚い円盤段階、そして最後に高い円形度と低い分散を持つ薄い円盤段階が続く。
2. 遷移のタイミング：
   • ガスが恒星に先行：すべての場合において、ガスは若い恒星よりもスピンアップする（約 0.5 から 2 Gyr 以上先行）。
   • スピンアップ対冷却：恒星のスピンアップは、冷却よりも著しく早く発生する。2 つの遷移は密に相関していないため、異なる物理的駆動要因が存在することを示唆している。
3. スピンアップの駆動要因（原始銀河 $\to$ 厚い円盤）：
   • 質量または合体ではない：スピンアップは、特定のビリアル質量、恒星質量、またはガス割合と相関しない。主要合体は体系的にスピンアップを誘発しない。実際、スピンアップはしばしば急速な質量成長の期間の後に発生する。
   • ポテンシャル集中度ではない：いくつかの仮説とは対照的に、重力ポテンシャルはスピンアップの時点で最も集中度が低い（回転曲線が上昇する）。ポテンシャルが急峻になるのは、冷却段階に近づく後の時点である。
   • 安定した重心：スピンアップの主要な条件は、「バリオン揺れ」の停止である。著者らは、バリオンと全重心との間の速度オフセットを測定する揺れパラメータ（$s_b$）を定義する。ガスのスピンアップは、$s_b$が約 0.2 未満に低下したときに一貫して発生し、一貫した回転が出現するためには安定した力学的中心が必要であることを示している。
4. 冷却の駆動要因（厚い円盤 $\to$ 薄い円盤）：
   • CGM のビリアル化：薄い円盤への遷移は、冷却時間と自由落下時間の比（$t_{\text{cool}}/t_{\text{ff}}$）が約 2 を超えることで定義される、内側 CGM のビリアル化と一致する。
   • ポテンシャルの急峻化：冷却の時点までに、中心ポテンシャルは著しく集中している。
   • 星形成モード：薄い円盤段階は、バースト的から定常的な星形成への遷移、および冷却ガスを恒星に変換する中間的な率と関連している。
5. ガス消費率（GCR）：冷却ガスを恒星に変換する率は、厚い円盤段階（スピンアップと冷却の間）でピークに達し、星形成がバースト的である間も同様である。冷却後、星形成が定常的になるにつれて、GCR は中間的なレベルに低下する。

意義と結論
本論文は、厚い円盤と薄い円盤の形成が、異なる物理的条件によって駆動されることを結論づけている。

• 厚い円盤の形成：最小限の条件、すなわち重心運動の安定性を必要とする。ポテンシャル内のバリオンの「揺れ」が収まると、ポテンシャルがまだ「ふっくら」しており、内側 CGM がまだビリアル化していなくても、ガスは一貫した回転を開始できる。
• 薄い円盤の形成：より制限的な条件を必要とする。内側 CGM のビリアル化（ガスが亜音速で降着し、角運動量を整列させることを可能にする）および中心ポテンシャルの急峻化が必要である。

著者らは、サンプルにおいて合体がどちらの遷移の定義的な駆動要因には見えないことを強調している。結果は、回転するガス単独が円盤形成の兆候ではあるが、薄い円盤の出現には、ビリアル化された内側 CGM によって提供される降着ガスの熱力学的および角運動量の構造化が特に必要であることを示唆している。この区別は、$\Lambda$CDM 宇宙論における銀河円盤進化の物理的要件を明確にし、恒星の薄い円盤が落ち着いていなくてもガス回転が存在する高赤方偏移の観測を解釈するための枠組みを提供する。