Clues of a Two-Phase Formation History of the Milkt Way

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．サンプル特性と年齢　

[α/Fe]-[Fe/H] 分類　 　 Adibekyan et al. (2012) は惑星探査のために視線速度観測を行った。それは 1111 の FGK 星で、分解能 110,000 である。55 % の星で S/N > 200 であった。 星の 95 ％　は　75 pc 以内にあり、赤化補正は行われていない。サンプル星 には (Teff, [Fe/H], [α/Fe] が与えられている。視差は van Leeuwen07 から得た。UVW 速度は Schonrich10 から得た。 図１にサンプルの [α/Fe]-[Fe/H] 図を示す。上系列は厚い円盤に、下 系列を薄い円盤と定める。ただ、この方法だと、厚い円盤系列の最も高メタル の星をどう分類するかという問題が残る。注意しておくが、左下の白二重丸は 逆回転している。黒二重丸の二つは非常に大きな U 成分を持ち、かつ年齢も 若い。これら４星はいわゆる降着ハロー星かも知れない。 　年齢　 　星の年齢は Jorgensen05 のベイズ法でYunsei-Yale 等時線を使って決めた。 大気パラメターは Adibekyan12 から採った。

図１． Adibekyan et al. (2012) サンプルの [α/Fe] - [Fe/H] 分布。ここに α は Mg, Si, Ti 組成の平均とする。厚い円盤星と薄い円盤星の区別は図上実線 の上か下かで決めた。二重白丸＝HIP74234 と HIP100568. 二重黒丸＝HIP54641, HIP57360.

２．１．大気パラメターによる年齢不定性　　 　個々星のランダムエラー　 　 Adibekyan et al. (2012) のスぺくトル解析から導いたパラメタはの形式誤差は Teff で 70K, [Fe/H] で 0.05, [α/Fe] で 0.1 dex である。これは小さすぎるので Teff で 50K, [Fe/H] で 0.1, [α/Fe] で 0.1 dex, 絶対等級で 0.1 mag とすると、 年齢に及ぼす影響は、年齢 5 Gyr 星では 0.8 Gyr, 9 Gyr より老齢の星では 1.5 Gyr となる。 　年齢決定法の差の影響　 　個々星のランダム誤差と別に、パラメター決定の0 系統的誤差が年齢に及ぼす効果は重要である。 図２では Teff 決定法に依る年齢の違いを比べた。 　70 % の星で年齢差は 1 Gyr 以下で、50 % の星で 0.5 Gyr 以下である。 　２．２．方法と恒星物理による年齢不定性　　 　図３には使用する等高線セットと最適値決定の基準の違いが及ぼす影響を 示す。χ2 年齢の方が大きな年齢を与える傾向がある。 年齢 13 Gyr でその差は 1.5 Gyr に達する。また Dartmouth 等時線を 使うと古い年齢を与える。 一般的に言って、この研究での年齢は絶対値で 1 Gyr 相対的には 0.5 Gyr の不定性を含むと考えられる。

図２．上：Adibekian12 の Teff とV-K から決めた Teff(Casagrande10) との差。 赤線＝平均線。青線＝散らばり。直線＝近似。 下：二つの Teff からの年齢の差。横軸はAdibekyan12 年齢。

　３．結果　　

　３．１．一般的な傾向　　

[α/Fe] の変化を大雑把に見る　 　詳細な検討の前に [α/Fe] の年齢による変化を、簡単に図４のHR図を 見ることで調べてみよう。 　図４上段　 　[α/Fe] < 0.0 では大部分の天体が 3 Gyr より若い。一方、 [α/Fe] ＝ 0.01 - 0.03 の区間では 3 - 6 Gyr に. そして [α/Fe] > 0.06 dex は 5 - 7 Gyr となる。 (ただし、等時線のパラメターは上の 記述と一致していないが。後の記述から[Fe/H} >-1 でないか？ ) 　図４中段　 　中段には [Fe/H] = [-0.4, -0.1] の星を並べた。このメタル量 範囲では [α/Fe] < 0.0 の星はほとんどない。 [α/Fe] = [0.0, 0.05] の星は年齢　4 - 5 Gyr に多い。 [α/Fe] = [0.05, 0.1] の星は年齢　5 - 10 Gyr になる。 中段の最後であるが、 [α/Fe] > 0.1 の星で 10 Gyr 等時線 付近にある星はほとんどない。 　図４下段　 　[Fe/H] = [-0.6, -0.4] の星は [α/Fe] = [0.05, 0.12] では 5 - 8 Gyr に、[α/Fe] > 0.18 では > 10 Gyr に集まる。明らかに α 元素組成と様々なメタル量区間内での年齢の間には定性的な相関 がある。

図．左の記述を図示した。 　図５　 　同じ作業を厚い円盤星（図１の分離線の上の星）に対して繰り返す。 図５の上段はメタル量範囲を変えた HR 図である。 図５の下段は[α/Fe] 範囲を変えた HR 図である。 興味深いのは、メタル量と α 量の変化は最も高メタルの星は 年齢 7 - 8 Gyr に集中し、 [α/Fe] = 0.15, [Fe/H] = -0.15 付近になると 10 Gyr に、さらに [α/Fe] > 0.25 になると 11 - 13 Gyr になっていく。これらの結果は、厚い円盤系列星には 年齢、[α/Fe], [Fe/H] 間に相関があることを示す。 　厚い円盤系列星は厚い円盤星か？　 　では、厚い円盤系列星は実際に厚い円盤星か？という疑問がわく。 この問題は後に調べる。

　３．２．年齢-[α/Fe] 関係。年齢から厚い円盤と薄い円盤種族へ　

図６．上：Mv < 4.75 のサンプル星全ての [α/Fe] - 年齢関係。 (K 型でも太陽より明るい？ ) 白丸＝α組成が高く(α enhancement")厚い円盤系列に属するが 年齢は薄い円盤のような星。斜め実線＝境界線。 ("α enhancement" は図１の 分類と異なる意味で使っているらしいが意味不明。 ) 下：同じ星だが年齢で色分け。 　年齢-[α/Fe] 関係　 　星種族を定義するスタートは年齢と[α/Fe] のような他の特性の関係を 調べることである。図６の上は時間と共に[α/Fe] が下がる関係を示す。 面白いのはその減少率が年齢 8 Gyr 付近で変わることである。 幾つかの星が、[α/Fe]-[Fe/H] 図では厚い円盤系列に乗るのに関らず、 厚い円盤系列星の年齢-[α/Fe] 関係の上にずれている。理由は分からない。 　年齢-[α/Fe] 関係のきつさ　 　注意したいのは、薄い円盤（年齢<8 Gyr）の一部と我々が見なす星の 年齢-[α/Fe] 関係がいかにきついかということである。薄い円盤の星で は, [α/Fe] の散布度は 0.04 dex 以下である。さらに驚くべきことに、 古い星の年齢を定める困難さに関わらず、厚い円盤（年齢>8Gyr）の星で さえもきつい年齢-[α/Fe] 関係を維持したことである。図６の下段では 絶対等級をカラーで表している。図の分布は非常に暗い星によるバイアスが生 じていないことを示している。 　厚い円盤と薄い円盤の定義　 　年齢-[α/Fe] 関係は、厚い円盤と薄い円盤種族が性質の異なる二つの 星形成期に対応することを示す。そして、これら二つの期間は年齢 8 Gyr の 時点で奇麗に分かれる。こうして、以降我々はこれら二つの期間に形成された 星をそれぞれ厚い、薄い円盤種族と呼ぶ。

図７．上：白丸＝図１の境界線より上、赤丸＝境界線より下という基準の 厚い円盤「系列」、薄い円盤「系列」。 下：メタル量で色付け。 　図７＝再配置の様子　 　図７には図１の境界線で仕分けされた赤丸＝厚い円盤系列星と白丸＝薄い 円盤系列星が色々な関係図でどう再配置されるかを示す。赤白の仕切りは 前項で決めた 8 Gyr の前後とは異なることを注意する。 (年齢で定義なら赤白もそっちを使 えばいいのに。どうして図１かな？) 　図７上段＝[α/Fe]-年齢図と「系列」　 図７上段が示すのは、[α/Fe]-年齢図で「系列」がどう分布するかである。 （１）薄い円盤「系列」（＝白丸）の大部分は薄い円盤種族（＝8 Gyr より若い） と重なる。しかし、いくつかは年齢＝[8,10] Gyr となり、厚い円盤種族に属する。 d[α/H]/dt 勾配は全 0 - 10 Gyr 期間の間変わらない。（折れ曲がりなし） 　 （２）厚い円盤「系列」は大部分が厚い円盤種族である。しかし幾つかは年齢が ８Gyr より若く、薄い円盤種族である。それら薄い円盤種族星の半数は薄い円盤 種族の特性を持ち、厚い円盤「系列」となったのは [α/Fe]>0.05 dex における境界の勝手さに起因する。他の半分は平均以上の[α/Fe] 比を持ち、 運動学からも厚い円盤に近い。 　図７下段＝[α/Fe]-年齢図とメタル量　 　図７下段では、[α/Fe]-年齢図で「系列」がどう分布するかを示す。 図の特徴として、 i) 厚い円盤星では年齢 13 Gyr から 8 Gyr にかけてメタル量が進化する。 ii) 薄い円盤星領域での下側輪郭は高メタル星で占められ、上側輪郭は主に 薄い円盤種族(年齢 8 Gyr 以下)の低メタル星で占められる。

図８＝[α/Fe]-年齢図　 　逆に[α/Fe]-年齢図上の二つのグループが [α/Fe]-[Fe/H] 図 ではどう分布するかを見ると面白い。図８の上枠＝[α/Fe]-年齢図では、 幾分勝手に、厚い円盤種族と薄い円盤種族を分離した。黄色丸は高齢で低 メタルの薄い円盤星で、下枠＝[α/Fe]-[Fe/H]図では厚い円盤星と混ざ り合っている。 　結論１：　 　年齢の不定性、[α/Fe]-年齢図上の分離線のいい加減、そして低メタル で高齢の薄い円盤星の存在を別に考えることにすると、[α/Fe]-年齢図上 の分類は[α/Fe]-[Fe/H]図での明瞭な分離に対応すると言える。 　結論２　 　低メタルで高齢の薄い円盤星は、[α/Fe]-年齢図で厚い円盤星の分布が 薄い円盤星により汚染を被る原因となっている。Haywood08 は [Fe/H]<-0.3 の薄い円盤星は年齢の如何を問わず、 2　Gyr から 8 Gyr 超えまで、外側円盤 起源の星であるという提案をした。それらの星は、[α/Fe]-年齢図で類似 な分布を示すのだが厚い円盤星とは関係がなく、また、薄い円盤の若い (< 8Gyr) 星の前駆星でもない。 　外側円盤から？　 　Haywood09 が太陽近傍星で示し、 Bovy12b がより広い範囲の星で示したよう に、低メタルで高齢の薄い円盤星の幾つかは銀河面軌道の遠銀点が 9 kpc より 遠方となる。このような低メタル星は太陽近傍銀河半径では全体の数 % しか ないが、 R > 9 - 10 kpc では円盤星の土居部分を占める。速度の U 成分 の散布度を 50 km/s とすると、平均半径の周りを 1 - 2 kpc うろつくことが 判る。この値は外側円盤から幾つかの天体が太陽近傍に侵入してくるのを十分 に容認するものである。

図８．上：[α/Fe]-年齢図。黒実線＝厚い円盤種族と薄い円盤種族の境界 線。黄色点＝[α/Fe]-[Fe/H]図で薄い円盤系列に属し年齢が決定できた 星の中で最も高齢のグループ。これらの星は [α/Fe]-年齢図では厚い円盤 の分布の延長に位置する。 下：同じ[α/Fe]-[Fe/H] 図を上図の分類で示す。二つの「系列」がどう分 かれるかが判る。

　３．３．年齢-メタル量関係　

図９＝年齢-メタル量関係　 　年齢-メタル量関係(図９)は厚い円盤の方が薄い円盤よりずっときつい。その 上、厚い円盤のメタル量増加率＝ 0.15 dex Gyr-1 は薄い円盤のそ れ＝ 0.025 dex Gyr-1 よりずっと大きい。これは最近 8 Gyr で Fe の生産率がファクター 5 - 6 低下したことを意味する。さらに、 [α/Fe]-年齢関係(図８) と違い、年齢-メタル量関係 (図９) では低メタ ル薄い円盤星は厚い円盤星と縮退しない。年齢-メタル量関係 (図９)で低メタ ル薄い円盤星が判別されると、厚い円盤星の年齢-メタル量関係は一層はっきり する。 　離れた位置の４星　 　厚い円盤星の分布では、離れた４星が気になる。二星の特徴は通常の厚い円 盤星とおなじである。なぜそれらの星が低メタルなのにこのように若い(8-10 Gyr) のか我々には分からない。二重青丸の他の二星は HIP 54641 と HIP 57360 で図１を見ると [α/Fe] はやや低目である。その U = +84, +100 km/s は非常に大きい。これらの性質からこの二星は降着してきたのではないか？ 　内側・外側円盤の境界　 　年齢 8 Gyr 以内の薄い円盤領域ではメタル量の散布度が急増する。これは 過去の多くの研究結果と一致する。これは主に動径方向の移動によると考えられ る。しかしながら、どのタイプの混合が効いているのかは不明である。

図９．年齢-メタル量関係。黄色丸＝低メタル薄い円盤星を除くと 青丸＝厚い円盤星の年齢-メタル量関係は明らかである。 [Fe/H] = -1, 年齢＝ 9 Gyr 付近にある２星は HIP 54641 と HIP 57360. 不明の 原因の一つは太陽が内側円盤(R<7kpc で平均 [Fe/H]=+0.2. Hill12）と 外側円盤(R>10kpc で平均 [Fe/H]=-0.3. Bensby11), 散開星団に関しては Jacobson11, の分割線近くに位置するからである。このために太陽近傍の星は 太陽からそう遠くない軌道半径で生まれたに拘わらず、かなり広い範囲のメタ ル量を持つ星による汚染を受ける。

　３．４．[α/Fe]-[Fe/H] 分布内の年齢構造　

[α/Fe]-[Fe/H]-年齢関係　 　ここまで、年齢-メタル量関係、年齢- [α/Fe] 関係をそれぞれ調べて きた。しかし、[α/Fe]-[Fe/H]図上に年齢構造は存在するのであろうか？ 図１０には年齢の確定したサンプル星に対して[α/Fe]-[Fe/H] 関係 に年齢を加えて表示した。そこからの結論は、 　(1) [α/H] と年齢　 　 [α/H] はメタル量に関係なく年齢が若くなると低下する。 　(2) 厚い円盤　 　厚い円盤ではメタル量と年齢の相関がきつい。その結果[α/Fe]-[Fe/H] 分布にはっきりした年齢構造が現れる。厚い円盤は年齢 13 Gyr の低メタル [Fe/H] = -0.8 で高 α 元素状態から始まり、 8 Gyr のほぼ太陽メタル量 で α 元素はやや高め [α/Fe] = 0.1 に至る。Abidekyan11 は厚い 円盤系列の最も高メタルの端は厚い円盤星と薄い円盤星の混合集団であると主張 した。我々が 3.2. 節で規定した定義からは大部分は薄い円盤星である。 [Fe/H] > -0.1, [α/Fe] > 0.05 で年齢が確定する 28 星中 9 星が 厚い円盤領域に入る。 　(3) 薄い円盤　 　薄い円盤の年齢系列はそれほどはっきりとは見えない。それでも年齢が若く なるに連れて低メタル、高 α 元素から高メタル、低 α 元素へ移 る傾向はある。しかしながらメタル量の散布度は大きい。これは力学効果によ り円盤星が時間と共に動径方向で混ざり合うためである。

図１０．Adibekyan12 サンプル中年齢がはっきりした星の [α/Fe] - [Fe/H] 関係。丸の色と大きさはどちらも年齢を表す。 そのことは、我々のサンプルでも確認できる。メタル量の散布度は年齢が古く なる、[α/Fe]<0.0 での 0.14 から [α/Fe]=0.1 での 0.25 へと 大きくなって行く。

　３．５．運動　

３．５．１．年齢-W 散布度関係　 　図１１＝ W と [α/Fe], 年齢の関係　 　図１１は W と [α/Fe], 年齢の関係を示す。各枠内の黒線は 50 星の 移動散布度である。薄い円盤系列の W 散布度は　9 km/s から 35 km/s へ、 厚い円盤系列の W 散布度は22 km/s から 50 km/s へと変化する。薄い円盤の W 散布度が最後に 35 km/s まで上がるのは高齢で低メタルの薄い円盤星に 依るもので、これらの星を除くと、 W 散布度は 22 km/s まで下がる。 　図１２＝ Zmax と [α/Fe], 年齢の関係　 　 Ｗ　から決まる Zmax と [α/Fe], 年齢の関係を表１２に示す。　図 は厚い円盤種族でスケール高が減少することをはっきり示す。 　年齢-σW 関係　 　年齢-σW 関係は、厚い円盤から薄い円盤への転移を示す 段差を検出しようと、集中的な研究が行われた。しかし、素性が異なり、同じ 年齢でも様々な高度分布の星が混ざっていた。このため、段差を見つけたと思 っても見かけだけのことである。 　低メタル薄い円盤星　 　低メタル薄い円盤星が大きな垂直方向速度散布度を持つ事は、それらがおそ らく外側円盤起源であることと考え合わせると、円盤外縁部で何らかの力学的 な機構が働いて垂直方向運動エネルギーに追加分を付与したのであろう。ワープ が原因かもしれない。フレアリングも考えられる

図１２．銀河面からの到達最高光度 Zmax と, 上＝[α/Fe], 下＝年齢との関係。赤白丸、青白丸＝薄い円盤星。赤丸、青丸＝厚い円盤星。

　３．５．２．V = 回転速度と [Fe/H], [α/H], 年齢　

図１４．上： V - [Fe/H] 関係。シンボルは図６に同じ。中：熱い円盤「系列」 星。色と大きさは年齢を表す。灰色丸＝年齢が未定の星。下：薄い円盤「系列」 の星。図の実線＝回帰直線。 　混乱　 　回転速度と化学的性質との関係は銀河円盤進化の観点から多くの研究がなさ れてきた。しかし、動径移動の概念が導入されて以来、研究間の不一致が目立 つようになってきた。サンプルの定義と解釈にも多大な混乱がある。 　種族の場合　 　図１４上段には薄い円盤と厚い円盤種族の V - [Fe/H] 関係を示す。我々の 分類は図６の [α/H]-年齢関係に基づくことを確認しておく。薄い円盤星 は殆ど平坦な関係、[Fe/H]<-0.4 で僅かに低下あり、を示す。厚い円盤種族 の星はもっと複雑な挙動を示す。 [Fe/H] > -0.5 の星には V-[Fe/H] 勾配が なくて、より低メタル [Fe/H] < -0.5 の星では正の V-[Fe/H] 相関がある。 全体として二つの種族は V-[Fe/H] 関係では連続している。 　「系列」の場合　 　種族でなく系列で分けても同様の関係が見られる。厚い円盤（「系列」？）星 はメタル量と共に V の増加を示す。増加率 ΔV-Fe/H = 53.9 km/s/dex (図１４中段)。 　図１５と１６は同じような傾向を示す。 i. 高 α で古い星は 低 α の若い星より回転速度が遅い。 ii. $alpha; 量、年齢と V の進化には連続性がある。 iii. 厚い円盤「系列」は V と α量(又は年齢)の間に正の相関がある。 (正？ ) 一方薄い円盤「系列」は平坦な勾配を示す。 iv. V の年齢による進化は厚い円盤の方が薄い円盤の 10 倍以上速い。 厚い円盤「系列」で ΔV-age = -5.5 km/s/Gyr, 薄い円盤「系列」で ΔV-age = -0.4 km/s/Gyr, である。

図１５．V - [α/H] 関係。上：厚い円盤種族。中：厚い円盤「系列」。 下：薄い円盤「系列」。灰色丸＝年齢未定。 図１６．V-年齢関係。上：薄い円盤、厚い円盤種族。中：厚い円盤「系列」。 下：薄い円盤「系列」丸のサイズと色はどちらも [Fe/H] を表す。

　４．意味合い　

　５．議論　

　５．１．低メタル薄い円盤星と外側円盤の状況　

Reddy03, Bensby12 の降着説　 　高メタル([Fe/H]=0.0)厚い円盤星と低メタル（[Fe/H]=-0.6）薄い円盤星の 間にあるメタル量の亀裂の原因は厚い円盤期の終わりにあった低メタルガスの 降着が星間空間ガスを希釈したことであると考えた。我々がそれをなさそうと 考える理由は二つある。 １．若い厚い円盤星の年齢は古い低メタル円盤星の年齢と同じくらいである。 どちらも同じ時期に出来、厚い円盤は銀河系の内側部分に閉じ込められている のであるから、古い低メタル円盤星は外側円盤で出来たというのが最もありそ うなことである。 ２．古い低メタル円盤星の運動学はそれらの外側円盤起源を押している。 幾つかは遠銀点 Rapo > 10 kpc で V > 0 km/s つまり LSR を追い抜く 回転速度を示す。SEGUE サンプルでは低メタル薄い円盤星が同じ性質を共有し ていて、平均 Rgc > 9 kpc (Bivy12b) で、明らかに V > 0 km/s で ある。 　Rgc=9-10kpc の星　 これらの性質は次の事実と結び付けられなければならない： Rgc = 9 - 10 kpc から始まり、円盤の平均メタル量は [Fe/H] & lt; -0.3 以下に 落下し、その先は平坦な分布となる。特にこれは散開星団で観測され、 古い (年齢 > 4 Gyr) 星団ではより急な低下 Bragaglia12 が見られる。 一方フィールド巨星は平均メタル量 -0.48 dex、[α/Fe] = +0.12 で Adibekyan et al. (2012) の結果と一致する。 このように太陽近傍の低メタル薄い円盤星 は平均軌道半径 9 - 10 kpc であるが、 Rgc = 9 - 10 kpc にいる星のメタル 量と α 元素量とは丁度太陽近傍の対応星と一致するのである。Rgc 9 koc を超えると、そのようなメタル量と α 量を持つ星が支配的になるら しいことから、低メタルの太陽近傍対応星は円盤外辺部に起源を持つと推測さ れる。円盤外辺部の星の垂直運動はまだ測定されていないが、外辺部散開星団 の幾つかが円盤からの光度数百パーセクの高さにある。これは太陽近傍の低メ タル薄い円盤星のかなり熱い運動学と同調する。

図１７．上＝年齢-メタル量、下＝年齢-[α/Fe] 分布。白丸＝薄い円盤 「系列」の低メタル([Fe/H]<-0.3) 星。低メタル薄い円盤星は太陽近傍の 薄い円盤星と平行な系列を成し、厚い円盤星に, 年齢 9 - 10 Gyr, [α /H] = [0.10, 0.15] でつながる。

　５．２．動径移行　

　５．３．内側から外側への円盤形成　

内側から外側への円盤形成　 　内側から外側円盤形成機構は Larson 76 により提案され、その後多くの研 究が続いた。問題はそのうちどれくらいがスケール長の異なる二つの成分の 重ね合わせからの（誤？）解釈か、どれくらいが実際の内側―外側機構による かである。 　スケール長変化およびメタル量勾配　 　我々の太陽近傍観測結果を Bovy12b の観測と合わせると、 4 - 5 Gyr 続い た厚い円盤の形成過程で、スケール長の変化はなかった。スケール長は 薄い円盤期開始の [α/Fe] = 0.25 まで 2 kpc 以下に留まった。この期 間内に厚い円盤のスケール高は 1/3 - 1/2 に減少した。その上、厚い円盤で のきつい年齢-メタル量関係と内側から外側シナリオを結び付けると、メタル量 または [α/Fe] の勾配が生まれるはずである。しかしそれは観測されて いない。Cheng12b. 　薄い円盤に証拠なし　 　内側薄い円盤の形成は 8 Gyr 続いたが、そこには内側から外側円盤形成の 証拠は見つからない。Bogy12b 図５上枠の青、シアン点、下枠の橙、赤点 を見ると、低 [α/Fe], 高[Fe/H] の若くて Bovy12b の枠組みでは長い スケール長を持つべきが実際には 2.1 や 2.8 kpc の短い値しか示さない。 一方で [α/Fe] で厚い円盤と薄い円盤の境界あたりの亜集団は 4 kpc 以上のスケール長を持つ。 　二重構造の見誤り　 　Bogy12b が内側から外側説に合うと考えた観測は実は二つの構造が重なって 見えたからである。しかし、一度集団の年齢構造を注意深く見れば誤りに 気づいたであろう。 　より複雑な過程が必要　 　Bovy12b は外側円盤のより長いスケール長と低いメタル量を Schonrich09b のモデルに基づいて、若い種族の特徴と解釈し、外側円盤は内側円盤より後 で生まれたと考えた。同様に Roskar13 は Boby12b に基づいて外側円盤は 2 Gyr より若いと主張した。観測は明らかに逆を示している。 4 - 5 Gyr より 古い散開星団 Berkley 17, 32, 36, 39 は 11 kpc より外にある。Nerkley 20, 29 は 15 kpc を越えている。一方、太陽近傍で見つかる低メタル薄い円 盤星は通常の近傍薄い円盤星より古い。これら全ては過去に提案されてきた シナリオより複雑な円盤形成を示している。

Bovy12b図５．短元素量亜集団のスケール長とスケール高の関係。 上：[α/Fe] 下：[Fe/H]

　５．４．新しいシナリオの提案　

　６．まとめ　

　「厚い」、「薄い」の名称について