从模拟星系看盘和椭球成分的形成

(很少看星系模拟方面的工作,也没有很多工作的背景,不过这次要给大家介绍一篇星系模拟方面的工作,主要也是因为这篇文章真的很有意思,也应该很有分量,起码著名的NFW三人组都在上面署名了,至少在一定程度上给我这种不懂模拟的人吃了个定心丸,不过究竟本文的结论有多可靠,还是要靠大家自己的判断了—-分割线—-呼,惊讶的发现第一次完全没有回头看文章就写了这么多,这篇文章确实很让我吃惊,进而感兴趣,进而兴奋和联系自己的工作,虽然不知道我写的靠不靠谱,也不知道我对模拟文章的眼光如何,但是我相信这篇文章对于任何工作在星系领域内的同学都是值得一看的;另外,如果有熟悉模拟工作的同学看到了我的错误,请千万不要偷笑,一定要大声的鄙视出来啊)

文章: The Origin of Disks and Spheroids in Simulated Galaxies

  • 作者:Laura V. Sales, Julio F. Navarro, Tom Theuns, Joop Schaye, Simon D. M. White, Carlos S. Frenk, Robert A. Crain, Claudio Dalla Vecchia
  • 论文索引:astro-ph/1112.2220
  • 编辑整理:南京大学 黄崧

背景知识:

宇宙学和星系形成演化的模拟工作近些年来已经成为了这个领域内研究的一个重要的工具,虽然对于我而言,非但没有从事过任何模拟的工作,甚至对什么是SPH或者AMR都不能完全的解释清楚,但是依然会长期的关注astroph上面的模拟文章,由于我个人的主要兴趣是临近星系,或者说可以有明确观测的星系演化部分,之前会有一个非常不好的习惯就是不断的用我们已经理解的非常的好的星系的性质来“检验”别人,哪怕是很牛的人的模拟工作,这样的话似乎总能找到各种可以让我不满意的地方,这显然是一种偏见和对模拟工作意义的不理解,近两年开始心平气和的慢慢看各种模拟文章的结论和讨论部分(抱歉,技术部分只能人家说什么我就听什么了。。。),发现模拟并不是扮演上帝,而是一种很有意思的和观测以及理论辅助在一起的工作思路,当然,现在的模拟有各种各样的问题,但是第一,这些问题的来源,其实正式缺乏观测限制或者很好的理论理解,第二,即便在有这些问题的条件下,依然可以从模拟中学习到很多的事情.

在所有的模拟当中,我个人最关注的就是关于星系结构的形成以及形态演化方面的工作,换句话说,就是怎么样能在宇宙学模型的背景下模拟出真实的星系,而这个部分,由于有各种复杂的重子物理过程在其中,不像几乎无相互作用的暗物质晕模拟那样“简单”,恰恰是最为复杂和不成熟的部分,比如关于盘星系,一直很难模拟出像我们银河系这样有标准的薄盘,核球比例很小的大质量星系,直到今年,才开始逐渐有一些比较显著的模拟结果,不过这些模拟,基本都是对物理条件进行“微调”之后的产物,颇有作弊之嫌;在Hubble音叉图的另一端,关于椭圆星系的模拟上,虽然之前的大量并和模拟能产生出很符合临近形态的椭圆星系,但是如果检验这些模拟的过程,看看形成过程中发生了多少并和,这些临近宇宙中最大质量的椭圆星系的“祖宗”长的什么样子的话,你会发现第一,模拟过程中的并和次数,尤其是质量比很小的“主要”并和(Major Merger)过程过于频繁,超过了观测给出的限制,另外,这些模拟在高红移前身星系的性质上,也有一些和观测不很相容的地方,虽然最近的很多模拟得到了很好的改进,但依然在物理过程的设定上,依然有“作弊”的倾向。总之,形成形态和结构上在各个演化阶段上都很合理的星系,对我们研究星系中的主要结构,旋转主导的盘成分以及速度弥散度,或者说压力主导的椭球成分,会非常有帮助的。

在之前的模拟中,形成的一种比较公认的公式就是通过并和过程,以及晚期的内在结构久期演化,来形成星系中的椭球结构,比如恒星晕,椭圆星系的主体和旋涡星系的核球等,而在早期坍缩中,通过暗物质晕中心坍缩气体耗散过程中的角动量守恒来形成盘结构;不过这样的图像虽然物理上可信,但是绝对不完整,近来的各种观测,把一系列错综复杂的物理过程,比如恒星形成或者活动星系核的反馈过程,晕中气体通过冷却向中心星系的吸积等等,带到了天文学家的面前,让大家有些措手不及;简单的说吧,就是大大的增加了模拟中的可调参数,可选择的物理模型,让不同人之间模拟的相同与不同都变得很难比较,有没有考虑早期UV辐射场对前身星系的影响?开没开启AGN反馈?如何对待恒星形成,设不设置临界气体面密度。。。等等等等,不过这其实也是好消息,因为这意味着到了该认真的检查星系中不同结构的形成模型是否依然可靠的时候了,而本文,恰恰提出了非常逼人的新图像,让我们一起来看看吧

本文工作:

不知道为什么,个人真的觉得这篇文章的结论虽然未必可靠,但是真的是一篇很重要,而且是会被人记住的文章,强烈的推荐感兴趣的同学认真的阅读一下,我这里是不可能把这个模拟工作的细节理解清楚的,所以在延伸阅读中特别推荐了本模拟的主要作者之一的两篇报告来帮助大家理解;简单的说,现在的宇宙学模拟,也就是基本只考虑了暗物质,而且是冷暗物质的模拟工作产生了不错的物理图像,这其中最著名的可能就是Millennium Simulation(参考Springel大神2005年的文章吧)了,但是想要理解星系的产生,就需要在模拟中提高分辨率,加入各种重子物理,或者说代表恒星或者气体的粒子,而这样会让模拟的过程慢很多,但是你又不希望像早期的星系并和模拟那样“造”两个星系出来让他们凭空并和,而是希望他们在宇宙学背景下,不同的环境中,不同的暗物质晕成长历史上慢慢的演化,为了做到这点,科学家想到的最好的办法,就是从Millennum这样的成功模拟中提取出一个有代表性的区域来,放大,加入各种需要的“作料”,进行星系演化的模拟;本文正是这样,这个叫做GIMIC的项目从Millennum模拟中提取了五个不同平均环境密度,直径20h^{-1}Mpc的球形区域,进行“放大”模拟,关于模拟的各种细节请大家自己阅读,再说我就露馅了。。。不过可以说的是,作者认为这个模拟无论是在产生的星系的结构,还是演化过程上都和观测有比较好的对应,因此可以用来对星系的结构进行具体的研究,(在读完后和我这里的人讨论了一下,我觉得这个结论其实有些打肿脸充胖子,这些模拟造出来的星系确实很像真实的星系,但是还是禁不起临近星系样本的检验,不过,这对于本文的结论不是太大的问题) 于是作者从相对孤立的模拟环境中,挑选了一组暗物质晕以及星系质量都比较有代表性的星系,对其在演化到红移等于0处的结构,包括恒星和暗物质晕成分,进行了分析,并追述了其演化历史,得到了很有意思的结论。


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图一:作者从模拟中的粒子的运动学特征中总结出的参数能很好的与星系的结构联系在一起

在总结结论之前,稍微提一句的是,为了考虑在星系中区分出不同的结构,作者采用了更为物理的运动学判据,并定义了一个很好的参数\kappa_{rot}来区分星系的核盘比,或者说,形态,这个参数表达的意义就是在总动能中,规则的旋转运动的能量的比例,这个值越高,意味着星系的旋转成分,一般就是薄盘就越重要,星系也越接近晚型旋涡星系(参见上图)


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图二:模拟中可以得到不同形态的星系,从最左边的核球,或者椭球成分主导的到最右侧的几乎没有核球的晚型盘星系,看上去至少还让人比较放心

主要结论:

本文的最主要的结论都很有颠覆性,简单的说几乎算是推翻了之前的很多关于星系中结构形成的观点,空间限制,抽取其中最主要的四点压缩起来就是:

  • 1. 星系部分的结构性质和其所“居住”的暗物质晕的动力学或者演化性质没有相关
  • 2. 在形成历史中,决定星系中不同运动学特征结构的形成演化的最重要的物理性质,是形成这些结构成分的“材料”,无论是通过吸积,坍缩,并和进入到主暗物质晕时,角动量方向和已经形成的星系部分的角动量方向的差别,角动量越接近共轴,越容易形成盘这样的规则旋转的结构,差别越大,越容易形成椭球结构。
  • 3. 星系的形成过程基本是靠吸积气体到暗物质晕中心的已经形成的星系上开始恒星形成活动来成长质量的,并和的作用非常有限。
  • 4. 冷气体以狭窄的纤维结构向星系进行冷模式(code mode)吸积过程,更容易促进椭球成分的成长,而通过晕中热气体的冷却过程进行的热模式(hot mode)吸积过程,更有助于盘成分的成长。

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    图三:上面展示的几个星系的运动学和面质量分布轮廓,其中不同的成分,暗物质,恒星,气体的旋转被分别指出

    怎么样,这四条结构都够震撼的吧,而且1,3,4都颇为的离经叛道,和传统的模型不同,这是我第一次看到做模拟工作的天文学家认真的承认没有看到暗物质晕性质和星系结构性质的相关(注意,不是说暗物质晕对星系演化没有影响),按照早期的理解,暗物质晕自身的单位角动量(常用无量纲spin参数表示)越高,就越可能在其中的星系中形成标准的薄盘晚型星系,而在本文中,即便是很漂亮的盘星系,也可能存在于角动量很低的”Hot”暗物质晕中。通过对模拟过程的追述,作者还给出了一个至少很引人遐想的物理图像,就是吸积成分的角动量和形成星系部分的差别来左右不同结构的形成,而之所以有这样的结论,和另一条非常好玩的结论,就是非常有限的并和质量贡献是分不开的,不过这里必须要提醒大家的是,前面已经说过,本文的模拟工作特意选取的就是低密度宇宙环境中的L^{*}星系,换句话说,这是本文所有结论的适用条件,对于高密度环境,比如团中的星系,或者说大质量的星系,比如最大质量的椭圆星系,并和的作用可能依然是非常重要的,但即便限制在这个环境和暗物质晕质量范围内,这个结论依然非常的响亮;关于星系的不同吸积模式的讨论其实也是和前面的结论对应的,冷吸积模式靠的是一个或者多个穿透了晕中热气体的冷气体纤维流来帮助星系成长,这些filament和形成的星系,或者这些filaments之间的角动量方向很难做到共轴,因此cold吸积模式更容易促进椭球成分的成长,但是直接通过星系晕中气体的冷却的吸积过程却更容易的获得和中心星系更接近的角动量指向,因而可以想到,这个过程更有利于盘的形成。与这个结论相联系的是最近对于高红移恒星星系结构的认识,这些z~2-4之间的大质量恒星形成星系往往有很不规则的结构,而且有很多团块状(clumps)的结构,一开始大家的直觉是频繁的并和,不过后来的研究逐渐改变了这种认识,目前很有意思的一种想法是这是高红移的快速气体吸积过程
    触发了早期星系盘结构上的不稳定性形成的这样的大质量的团块,更有人说这些团块本身就是纤维状的冷气体流向星系吸积的结果,(昨天的astroph上有一个在红移等于4处的亚毫米波星系的令人发指的126小时的VLA观测,揭示出了很多团块状的气体结构),这些团块的特征尺度在1Kpc左右,动力学质量在1\times10^9 M_{\odot}左右,他们的后续演化也会非常的有意思,同样,直观的想法是以Bruce Elmegreen为首的人提出的,这些团块会随着耗散过程聚集到中心形成核球,而原有的盘成分保留下来,不过最新的观测展示出的则是另一幅图像,最主要的一点就是这些星系一点儿都不像是盘星系的前身,他们本身就是靠速度弥散度支持的,这里的速度弥散度是通过不同团块的运动学来提供的,换言之,这些星系的结构可能会有非常剧烈的改变,这些团块可能聚集到中心,也可能迅速的瓦解掉,但很有可能这些星系不是现在的大质量盘星系,而是早型椭球成分主导的星系的前身;结合这样的观测,本文提出的吸积模式和形成星系中的结构的关系似乎变得颇为有意思了呢。


    fig1

    图四:横坐标为作者提出的运动学结构分类参数,左侧一列图的纵坐标全部是表示暗物质晕性质的物理参数,由上至下依次是暗物质晕质量聚集50%需要的时标,聚集过程中最大的一次并和带来的质量增长,暗物质晕的无量纲单位角动量参数;右侧一列全部是和星系中的重子成分相关的物理成分,由上至下依次是,暗物质晕中重子物质转化成恒星的效率,通过并和过程达到的质量增长,和通过Hot Phase吸积过程带来的恒星形成增加的恒星质量


    fig1

    图五:左右两幅图分别描述了两个模拟星系在早期的情况,不同的同心圆代表了这其中的质量形成了最终星系的不同质量比例,而与圆形对应的箭头表示了这些物质的平均角动量方向,可以看到左侧不同的箭头之间差别很大,最终形成的星系也更接近椭圆星系,而右侧的不同半径以内的平均角动量方向基本一致,最终形成的也是一个盘成分主导的星系

    延伸阅读:

  • 1. GIMIC模拟的主页
  • 2. 关于GIMIC模拟的报告介绍-1
  • 3. 关于GIMIC模拟的报告介绍-2
    • 分享到:

    3 Replies to “从模拟星系看盘和椭球成分的形成”

    1. Zheng Cai

      Firefox 3.6.18 MacIntosh

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      文章关于角动量方向和已经形成的星系部分的角动量方向的差别的论述很重要,虽然直观上想非常合理,
      真正模拟出来,并且没有提椭圆星系是并合(major merger)而成这回事,非常非常有意思。
      想到了你前段得报告椭圆星系增长得第二第三阶段。
      现在的椭圆星系第一阶段核球部分形成于高红移,可能还与并合有点关系,
      接下来的椭圆星系形成阶段想必这篇文章也给了很多更靠谱的物理解释

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