The Milky Way as a High-Redshift Galaxy: The Importance of Thick Disk Formation in Galaxies

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．進化する星形成銀河としての天の川　

２．１．SFR - M* 面上の進化　 　銀河の SFR - M* 関係　 　星形成銀河は SFR - M* 面上に尾根線を描く。これらの尾根線は銀河が系統 だった方法で星を溜めて行くことを意味する。図１に見るように、天の川の 成長も他の天の川型銀河と似た道を辿り、z = 1 までに星質量の約半分を産み 出し、その間は星形成率が z < 1 時期の 3 - 4 倍高い。z < 1 では 天の川と他の銀河の経路は驚くほどよく似ているが、 z > 1 では天の川は 他よりもかなり早く成長を開始したようである。しかし、星年齢の不定性を 考えるとこの差が有意かどうか不明である。 　確かなこと　 　それらの不定性を考えても次の２点は確かである。 １．ＳFR-Ｍ＊面上で MW の位置は z = 0 - 3 の尾根線の上にある。 ２．星質量の成長は降着モデルの予想より急速である。

図１．SFR - M* 関係。黒線＝MW の SFH( Snaith et al. (2014a) ) 赤菱形は左から z = 4, 3, 2, 1.3, 0.8, 0.3, 0.1 を示す。灰色 は SFH の不定性。 比較のため、SFR-R* 尾根線を入れた。 赤：z=2.(Daddi07)。青：ｚ＝２ (Reddy12). シアン：z = 1, マゼンタ: z = 0 (Elbaz07). 青線＝天の川型銀河の進化(Dokkum13)。青菱は z = 2, 1.3, 0.8, 0.3, 0.1. 赤線＝Naab,Ostriker 2006 モデル。

２．２．星形成強度（SFI=star formation intensity）　 　図２＝SFI の進化　 　厚い円盤の形成期にはそのスケール長(Bovy12) は短く、 SFR は高いので、 SFI は高かったに違いない。すると若い天の川は放出流を作り出しただろう。 この放出流は質量-メタル量関係、メタル量-動径距離関係、などの諸関係に 大きな影響をもったであろう。大質量星からのエネルギー注入を調べるため、 図２には天の川の星形成強度（SFI）ΣSFR の進化を示した。 現在、スケール長と星年齢の関係を測れる精度のデータはない。そこで z に 対し線形の変化を仮定した。 　厚い円盤からの放出流　 　図２を見ると、厚い円盤形成期の星形成強度が、局所宇宙での観測から決ま る強い放出流発生の境界線より上にある事が判る。この発見は天の川の早期進 化を理解する上で基本的な意義がある：厚い円盤の構造と運動学＝大きなスケ ール高と星の大きな速度散布度、は、星間物質内に強い乱流を発生させる星形 成活動の産物である。天の川に見出されたメタル量動径勾配の欠如 Cheng et al. (2012) は強い乱流混合と関係するかも知れない。 　外側円盤の [α/Fe] 　 　興味深いことに R > 10 kpc の円盤は内側薄い円盤と異なる性質を有す。 特に著しい点はメタル量の段差である。これは他の銀河 Bresolin13 にも見ら れる。外側円盤はしかし若い厚い円盤と同じ [α/Fe] を示す　 Haywood et al. (2013). 厚い円盤からの放出流はすべてが銀河系から離れるわけではなく、一部は 外側円盤を薄めるのに用いられるのであろう。

図２．天の川の星形成強度（SFI）ΣSFR と z の関係。ΣSFR は SFH と スケール長 rd = 1.8 kpc(9 - 14 Ga), 3.6 kpc(0 - 9 Ga) から計算した。この二つの時期 は "thick disk", "thin disk" と名付けられている。 青線＝この時期分けを採用。赤線＝ rd は 1.6 から 2.0 kpc へ 線形変化 (13.7 - 10 Ga), 2.0 から 3.6 kpc (10 - 7 Ga), 3.6 kpc(7 - 0 Ga). 灰色部＝近くの銀河で爆発的星形成が支配的になる SFI 領域。（Heckman2003）

図３．天の川星の一次元速度の時間進化。赤丸＝W=垂直方向。青丸＝U＝動径 方向。 Haywood et al. (2013). 黒線＝σ1D2＝ [ε√(ΣSFR]2/3 + σo,1D2 　 　２．３．速度散布度の進化　 　ガス速度散布度と SFI 　 　Lehnert09, 13 は z = 2 銀河で観測される空間的に分解された幅広(50- 200 km/s) の可視輝線ガスは若い星が作り出す激しい乱流と大規模流による と提案した。彼らはその現象を、ガス速度散布度と SFI の関係として特性付 けた。それは、星間物質へのエネルギー注入(効率 ε) と運動エネル ギーとの単純な関係式で以下のように表される。 　σ1D2＝ [ε√(ΣSFR]2/3 + σo,1D2 ここに、σo,1D ＝星形成に直接関係しない固有速度散布度。 厚い円盤中の大きな相対速度を持つ分子雲種族から星は誕生し、分子雲の 持っていた速度散布度と厚い空間分布を受け継いだのである。 　U, W 散布度の進化　 　 Haywood et al. (2013). は太陽近傍の星速度の解析から W, U 速度成分に対して、図３のように ε = 110 km/s (Mo yr-1 kpc-2)-1/2, σo,1D = 5 - 10 km/s を得た。 U 成分は永年効果の、 W 成分は降着事象による加熱の影響を受けるであろう。 しかし、我々の解析は σ - 年齢関係が初期のものとあまり変わらないこ とを示唆する。 (図２の SFR を上の式で処理すると 図３の黒線になるというのか？星停止期は 10 Ga の窪みか？ )

図４．σmean = Hα 線平均速度散布度 対 全 SFR の関係。大青菱＝MW の SFR は SFH ( Snaith et al. (14a) ) と σHα,mean2 = [ε√(Σ SFR)]2 + σo,thermal2 　は z = 0.1, 0.3, 0.8, 1.3, 2, 3 の値。灰色四角＝現在の天の 川 SFR = 1.9±0.4 Mo/yr Chomiuk, Povich 2011 と MW 100 方向の H α 速度の散布度 = 20 - 25 km/s Haffner09 から導いた。 　星形成銀河との比較　 　MW の U, W の変化を図３では解析したが、それでは星形成銀河の全体的傾向 と較べるとどうなのか？星速度分散を測ることは出来ないので、Hα 線幅 を代わりに使い、図４の解析を行った。図４を見ると、天の川銀河の も局所宇宙、遠方銀河の系列と同じ進化をしてきたことが判る。そこで用いた 式とパラメターは 　σHα,mean2 = [ε√(Σ SFR)]2 + σo,thermal2 　ε = 110 km/s (Mo yr-1 kpc-2)-1/2, σo,1D = 18.5 km/s σo,1D は WIM = warm ionized mediun (T=7500 K)の水素原 子熱運動速度 (Haffner09) である。 　現在の星形成率　 　我々のパラメターは現在の星形成率 (Chomiuk, Povich 2011)と Hα 速度散布度 Haffner09 と良く合う。

　３．議論と結論