Galaxy-Genesis - Unravelling the Epoch of Dissipation in the Early Disk


Bland-Hawthorn, Freeman
2006 AA 448,



　アブストラクト　

　銀河系円盤はどのように出来て、大規模恒星観測からどんな事件の結果であ ると分かるのであろうか？これには歴史以前から散逸を免れて残る非一様性が 必要である。今日まで化石探しはハローに集中していた。しかし、情報の鍵と なるのは厚い円盤であろう。この構造は、最後の大規模散逸過程の直後かその 最中の状況の「スナップ写真」であるか、または銀河史初期の降着系から出来 たと信じられている。KAOS 銀河系創世記計画の一部として、我々は化学的タグ 付けから、降着またはその場での形成による目立たない副構造を探して、ハロ ーや厚い円盤の初期の歴史を探る。これには円盤全般に渡って、約百万の星の 高 S/N エシェル分光が必要である。 　研究の短期目標は銀河系主要成分の全てに対し、を化学組成多次元空間(C-空 間）中で、大きさと構造を定めることである。C-空間内で独立な軸はいくつで、 その固有分散がどのくらいの大きさかを調べる。短期目標において、化学タグの テストは、ハローの星流が C-空間中で固まっているか、ある経路に収まるかで ある。閉箱中でガスが高存在比化していく際には C-空間中で狭い経路に沿って 系列ができる。長期目標は、厚い円盤の別々の場所でできた星の固有な特徴を 明らかにすることである。それには個々星を C- 空間内で厳密に位置づけできる 精密観測が必要である。もし、星団が降着流中にできたならば、星の組成は 一か所に固まる代わりに系列に沿って並ぶだろう。

　１．イントロダクション　

　薄い円盤と厚い円盤　

　薄い円盤はスケール高 300 pc でバリオンの散逸過程の終着点と見做され、 バリオン質量の大部分を含む。厚い円盤はスケール高がより大きな第２構造 である。銀河系におけるその表面輝度は薄い円盤の 25 % である。厚い円盤 星は薄い円盤に比べ低メタルである。 		　厚い円盤の星　

　厚い円盤は薄い円盤の初期に、何回かの降着事件による加熱で出来たと考え られている。構成員は年齢 10 Gyr を越す、z > 1 に相当、古い星のみで ある。また低メタル薄い円盤星と較べ、 [α/Fe] が大きい。

　２．散逸過程を解き明かす　

　星団による銀河史の再構築　

　散逸過程に伴う事件の系列を追うために必要なことは、各時点で生まれた個 々の星団の同定である。我々は星団の質量関数の進化、化学組成、形成率、生 き残り率を宇宙時間の関数として決めたい。銀河系全体での中心核風や融合な どの事象は星団を再構成する化石記録から明らかにされる。

　個々星のタグ付け　

　しかし、どうやって大昔に散逸した星団のタグ付けを行えるだろうか？その ためには観測される個々星をそれぞれが生まれた星団へとタグ付けしなければ ならない。 　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　




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