円盤星の金属量分布と銀河系の形成史
豊内大輔（京都大学天体核研究室）
千葉柾司（東北大学）
銀河進化研究会＠大阪大学
2017/6/9

イントロダクション

円盤銀河の化学進化モデル
銀河円盤へのガス流入l Hot & Cold mode

銀河円盤からのガス流出

l ガス流入のタイムスケール
l 角運動量分布

銀河円盤への流出ガスの再降着

l Mout ∝ SFR
l 大質量星＆超新星爆発からのフィードバック（熱圧or輻射圧？）

銀河円盤内の星形成
銀河円盤に沿った星の移動（radial migration）
l 内的要因（バー、スパイラル、巨大分子雲との重力相互作用）
l 外的要因（衛星銀河との合体）

l 分子雲（フィラメント・コア）
形成メカニズムl ΣSFR ∝ Σmol

流出ガスの再降着
Ø 円盤から流出したガスの一部（あるいはほとんど）が円盤上に再降着する。
Ø 再降着ガスは元々放出された場所より外側に降着しやすい（e.g., Bekki et al. 2009）
Ø 再降着ガスには重元素が含まれているため、ガスの再降着は円盤外縁部の化学進化に影響をあたえる（e.g., Tsujimoto et al. 2010; Bresolin et al. 2012）

ガス流入、ガス流出、ガス再降着、星のradial migrationの効果を取り入れた
銀河円盤化学進化モデルを用いて、銀河系形成史について議論する。

銀河中心部から放出されたガスの円盤外縁部への再降着（Bekki et al. 2009）

円盤星の金属量分布（Metallicity Distribution Function：MDF）
Star formation history
Chemical evolution
SDSS-II/SEGUE
G-dwarfsample(Lee et at.
2011)
SDSS-III/APOGEE
red-giantsample(Haydenet al.
2015)
7 < R/kpc
太陽近傍円盤星のMDF (Wyse & Gilmore
1995<) 10
最新の銀河系内サーベイで観測されたMDFのradial dependenceは円盤全体での星形成、化学進化、そして星のradial migrationの歴史を反映。

Ø 銀河円盤化学進化モデルで観測を再現、銀河系円盤形成過程に制限をかける。

銀河円盤化学進化モデル

モデル概要Σin(t,R)

Σout(t,R)Σre(t,R)l 星形成率 : ΣSFR(t, R)
l ガス流入率 : Σin(t, R)
l ガス流出率 : Σout(t, R)
l ガスの再降着率 : Σre (t, R)
l Radial migration

radial migration
star formation

円盤をRout = 16 kpcまで幅ΔR = 1kpcの円環に分け各円環内の星・ガス・重元素量の進化を追う
net gas consumption rate w/ the effect of radial migration

ガス密度進化
inflow outflow re-accretion

SNe II, Ia stellar yields

常にISMの金属量と等しいと仮定

重元素量進化
inflowoutflow

re-accretion

Description of Galactic Evolution
Gas inflow rateTime scale of gas inflow

Star formation rate
Mass ratio of H2 to HI gas

Gas outflow rate
Mass loading factor(Bigiel et al. 2008)(Blitz & Rosolowsky 2006)

Re-accretion of Outflowing Gas
ü ある時刻に銀河円盤から流出したガスのうち、ある割合（fre）が500Myr後に銀河円盤へ再降着。残り(1-fre)は銀河から脱出。
ü ガス再降着率のradial profileはガス流出率のradial profileを使って以下のようにあたえる。

ü fre, kre がガス再降着の性質を決めるパラメータ。

(1-fre) Moutkre < 1のとき、ガス降着率はガス流出率よりもより外側に広がったプロファイルになるΣreMre = fre Mout
ΣoutGalactic diskR

Model Parameters
以下の１７個のパラメータによって円盤銀河の進化を記述する。これらのパラメータはMCMC法を用いて星質量、ガス質量、ISMの[O/H]、[Fe/H] 、円盤星の金属量分布のR依存性を再現するように決定。

Gas inflow

Gas outflow

Radial migration

Gas re-accretion

フィッティング結果

Radial profiles of star, gas, [O/H] and [Fe/H] of ISM

黒：観測
赤：ベストモデル

ベストフィットモデルによって観測がよく再現できているRadial dependence of MDF

MCMC法の結果、銀河系恒星円盤の観測（星質量分布、ガス質量分布、ISMの[O/H]＆[Fe/H]、星の金属量分布）を再現するモデルを得ることに成功Ø このモデルから示唆される銀河系形成史（今回はガスの再降着についてのみ）を議論する

こっちもベストフィットモデルで観測がよく再現できている

Star Formation History
星形成率面密度 [Msun/pc2/Gyr]Kubryk et al. (2015)

inside-out

R [kpc]ü MCMCフィッティングの結果、inside-out的な星形成史が得られる
ü 銀河系では内側ほどガスの割合が小さい。
これを説明するためにinside-out的な星形成史が必要。

Importance of Re-accretion of Outflowing Gas
ガス再降着率面密度 [Msun/pc2/Gyr]銀河外から流入するガスと再降着するガスの平均金属量

R [kpc]ü 星形成に伴いアウトフローが発生
ü アウトフローガスのおよそ70％が円盤上に再降着

R [kpc]ü 形成中期以降（t > 4 Gyr）において重元素を含んだガス（[Fe/H] > -0.5）が円盤全体に降着するImportance of Re-accretion of Outflowing Gas

円盤外側のMDFの分散が大きくなりすぎる

low-metal側に広がりすぎる

ü ガスの再降着がない場合、円盤外側でのMDFのlow-metallicity tailが全く再現できないØ (Re-accretion of metal-enriched gas) x (Inside-out disk formation) がMDF再現の鍵
Ø 円盤内側はlow-metalなガスから一気に作られ、円盤外側はgalactic windの再降着起源のhighmetalなガスからゆっくり作られる。結果的に外側で狭いMDFが観測される。

フィードバックの役割は？

（星形成によって生成された酸素量） ＝ （イールド×星質量）（星として残っている酸素量） ＝ （星の平均金属量×星質量）（ガスとして残っている酸素量） ＝ （ガスの金属量×ガス質量）

モデル結果（ガス流出量）〜1.7×1010MsunØ

現在の円盤質量（4×1010Msun）よりは少ない（これまでに銀河系内で生成されたはずの重元素量）〜（現在銀河系内に星、ガスとして残っている重元素量）
Ø 銀河系進化において大規模なガス流出はない
Ø 昨日の小麦さんの話と似てる？

（注）観測結果（ガス流入量）〜6×1010Msun
Ø

ガス流出がほとんどないとすると（ガス流入量）〜（現在の円盤質量）になるべきØ

しかしこれは、fbMvir〜2×1011Msun（理論的に流入可能な最大質量）よりかなり少ないØ

そもそもガスが円盤領域まで落ちてこれない物理が必要

フィードバック過程は銀河からガスを抜いて星形成を止めるというよりは、銀河内ガスの円盤上への降着を阻害して星形成を抑制している？

銀河内で生成された重元素のうちガス流出によって失われるのはたかだか20%程度

まとめ

まとめ
ü ガスの再降着過程を考慮した銀河円盤化学動力学進化モデルを用いて銀河系で観測される星、ガス、ISMのアバンダンス、そして円盤星の金属量分布の空間依存性の再現を行った。

ü もっともよく観測を再現できるモデルを使って銀河系形成史とその背景にある物理について議論。

1. (Re-accretion of metal-enriched gas) x (Inside-out disk formation) がMDF再現の鍵。円盤内側はmetal poorなガスから一気に作り、円盤外側はmetal richなガス（円盤内側から放出したガスの再降着を含む）からゆっくり作られる。

2. フィードバック過程は銀河内ガスの円盤上への降着を阻害して星形成を抑制している？