宇宙学流体动力学模拟中恒星晕的全局结构与运动学

我们利用“星系 - 星系际介质相互作用计算”（GIMIC）宇宙学流体动力学模拟套件，研究银河系质量盘状星系的恒星球状体的全局结构与运动学。Font 等人最近证明，这些模拟能够成功复现银河系和 M31 卫星的光度函数以及球状体的金属丰度和表面亮度分布。模拟成功的关键在于球状体中有相当一部分来自原位形成的恒星。虽然外晕主要由吸积恒星主导，但在 r < ~30 kpc 范围内，由星系主前身形成的恒星占主导地位。本研究显示，该成分主要形成于高红移时期的原盘，随后因与质量吸积相关的动力学加热而从盘中释放出来。由于其起源，球状体的原位成分具有不同于由卫星瓦解构建的球状体成分的运动学特征（即相对于盘具有净顺行旋转）。此外，原位成分具有扁平分布，这在一定程度上归因于其旋转。我们将模拟结果与本地星系（包括银河系和 M31）的形状和运动学测量值以及更遥远星系的堆叠观测进行了比较。我们发现，模拟的盘状星系具有形状正确的球状体（扁球形，在 r < ~30 kpc 处的中值轴比约为 0.6，但需注意该量存在显著的星系间弥散），且其运动学显示出两个成分（原位与吸积）的证据，这与观测一致。因此，我们的发现极大地支持了耗散过程在恒星晕形成中的重要性，以及“双恒星晕”的概念。