COLIBRE模拟中当前星系的形态特征

《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》：The morphologies of present-day galaxies in the COLIBRE simulations

　　

摘要翻译：当前星系形态的多样性及其与星系和暗物质晕性质的关联，对于理解星系形成至关重要。对代表性宇宙体积的宇宙学模拟有助于厘清所观测到的相关性的起源，但大多数模拟存在两个影响形态的主要局限性：星际介质的过度增压以及恒星与暗物质粒子之间的虚假相互作用。我们概述了COLIBRE模拟中的星系形态，该模拟克服了上述局限性，并再现了许多观测到的星系标度关系。为量化星系形态，我们使用了四种（强相关的）理论空间度量指标，其中三种为运动学指标，一种为空间指标。我们探讨了不同选择和局限性如何影响这些指标，包括光度加权与质量加权、孔径大小以及散粒噪声。总体而言，我们发现当前星系形态在横跨两个数量级的质量分辨率范围内呈现出良好的收敛性。COLIBRE模拟预测运动学形态与恒星质量和颜色密切相关，恒星质量约为≈(1?2)×10¹⁰M_⊙的星系往往以旋转为主导。在固定恒星质量下，中心星系的形态与其宿主暗物质晕的性质仅呈弱相关。形态与星系内部性质的相关性更强，更具盘状的星系通常气体含量更丰富、恒星形成率更高，并表现出更年轻且更延展的恒星族群。其他性质，如最大黑洞质量、吸积恒星比例和恒星金属丰度，也与形态相关，但相关强度取决于星系的恒星质量及其是中心星系还是卫星星系。

论文解读：COLIBRE模拟中当前星系形态的系统性研究

星系形态作为恒星在空间和运动学上的分布特征，是连接星系形成理论与观测数据的关键桥梁。星系中恒星的空间分布与其运动学密切相关，由于恒星在星系尺度上基本无碰撞，其在任意时刻的空间与运动学分布反映了形成它们的气体的轨道性质，以及后续通过引力作用经历的各种演化过程。因此，研究星系空间及运动学形态的起源，以及形态与其他星系性质之间的关联，是理解星系形成与演化的核心课题。

观测研究已建立了形态与星系内在属性之间的一系列相关性。椭圆星系通常颜色偏红、恒星形成活动已停止、气体贫乏，在恒星质量M_?≈10¹¹M_⊙以上占据星系数量密度的主导地位。相比之下，盘状星系通常颜色偏蓝、正在形成恒星、气体丰富，在恒星质量约为10¹⁰?10¹¹M_⊙之间占据主导。然而，仅从观测角度厘清星系形成物理与形态之间的联系并非易事，因为星系性质只能在某一固定时刻被测量，识别观测相关性的起源必须对星系的过去演化做出假设。宇宙学流体动力学模拟通过提供任意给定星系的完整演化历史，在减少强假设需求方面发挥着关键作用。然而，现有代表性宇宙体积的宇宙学模拟在预测星系形态时常受两个严重限制：其一，除少数模拟外，气体被人为限制无法冷却到约10⁴K以下的温度并达到高密度，星际介质的过度增压限制了空间分辨率，恒星从过厚的气体盘中诞生，将数值伪影传播到其形态中；其二，大多数宇宙学模拟对暗物质和重子物质采用相等的粒子数，导致暗物质与重子粒子质量比约为Ω_DM/Ω_bar≈5，这会通过引力散射在系统趋向能量均分的过程中引发两种形式的能量交换，即不等粒子质量导致的质量分层效应和动力学较冷的恒星成分被暗物质加热，从而将有序旋转转化为随机运动，增大星系的速度弥散和尺度，增厚盘面。

COLIBRE模拟套件代表了在宇宙学代表性环境中预测和研究星系形态的进步。该模拟不使用人为过度增压的星际介质，允许恒星从比同体积模拟更高密度和更低温度的气体中形成，并通过超采样使每个重子粒子对应4个暗物质粒子，将暗物质与重子粒子质量比降至接近单位，抑制质量分层效应并延长暗物质晕的弛豫时间。研究采用“理论空间”方法，利用模拟提供的完整相空间信息，使用四种形态度量指标：一种空间指标（恒星分布的扁平度，即质量加权惯量张量的短轴与长轴之比c/a）和三种运动学指标（球状体质量分数(M_s/M_t)_kin、共转动能分数κ_corot以及旋转速度与一维速度弥散之比V_?/σ_1D）。研究发现使用迭代惯量张量相比非迭代方法能检测到显著更大比例的扁平盘状星系；孔径大小显著影响测量结果，过小的孔径低估盘面贡献，过大的孔径使惯量张量对星晕等外部结构敏感，而三倍半恒星质量半径（3R_1/2）是兼顾内外结构的理想选择；光度加权相比质量加权会系统性地使星系显得更扁平、更具旋转支持，其影响程度取决于所选择的光度波段。

研究人员使用L200m6模拟的星系评估操作选择的影响，并结合L025m5、L200m6和L400m7三种分辨率模拟覆盖五个数量级的恒星质量范围。主要结果如下：

关于数值收敛性，通过将恒星粒子随机子采样八分之一模拟低分辨率效果，研究发现约40?50个恒星粒子即可恢复中值形态趋势，但散粒噪声主导时星系会被人为地测量得更扁平且更具旋转支持。在(25Mpc)³共同体积中比较m5、m6和m7三种分辨率模型，形态随恒星质量的变化趋势在所有分辨率下高度一致，m6与m7之间在(200Mpc)³体积中的差异很小，典型偏差Δ(M_s/M_t)_kin≤0.05。不同形态指标之间相关性很强，运动学指标之间尤其如此，|ρ|≥0.89，但散粒噪声、定义差异以及未纳入分析的星系性质会导致一定程度的离散。

形态与恒星质量的关系方面，最薄且最具旋转支持的星系恒星质量约为(1?2)×10¹⁰M_⊙。超过一半星系可被分类为盘星系（如(M_s/M_t)_kin<0.5、V_?/σ_1D≥1或κ_corot≥0.4）的恒星质量范围从约(1?2)×10⁹M_⊙延伸至(6?7)×10¹⁰M_⊙。大质量端的形态转变相对迅速，在约(1?2)×10¹¹M_⊙以上大多数星系变为速度弥散主导；低质量端的转变则更平缓，仅在大约(2?5)×10⁸M_⊙以下大多数星系才变为球状体主导。卫星星系相比同恒星质量的中心星系更厚且更以球状体为主。

形态与内在颜色关系上，在M_?≈3×10⁹M_⊙至10¹¹M_⊙之间，星系颜色分布呈现明显的双峰性，即红序列与蓝云。在固定恒星质量下，球状体质量分数与颜色之间的Spearman秩相关系数约为ρ≈0.5，即更蓝的星系比同恒星质量的更红星系拥有更庞大的盘面成分。盘面主导的恒星质量范围(0.6?3)×10¹⁰M_⊙内存在颜色依赖，但存在内在红色的盘主导星系，表明对这些星系而言，恒星形成淬灭先于形态转变。

关于形态与宿主暗物质晕性质的关系，在固定恒星质量下仅考虑中心星系，发现形态与晕性质的关联总体较弱且依赖恒星质量。暗物质晕质量M_200c在10¹⁰?M_?[M_⊙]?10¹¹范围内与(M_s/M_t)_kin呈中等强度相关（ρ≈0.4），表明固定恒星质量下位于更质量晕中的星系更以球状体为主。晕浓度c_200c在盘主导的恒星质量范围内与球状体质量分数呈弱反相关（ρ≈?0.3），晕自旋参数λ_200c仅在球状体主导的质量范围内呈弱相关。最大圆速度V_max在流体动力学模拟中相关性强于在暗物质-only对应模拟中，说明重子凝聚过程改变了V_max作为过去组装历史示踪物的有效性。晕的形状指标中，三轴性无相关性，球度仅呈弱反相关，且重子效应对晕尺度形状的影响很小。环境指标D_1,0.1与形态无相关性，因为该指标被设计为对晕质量不敏感。

形态与内部星系性质的关系中，固定恒星质量下，球状体质量分数与气体含量和恒星形成活动相关性质呈强相关：更球状体主导的星系气体含量更少、恒星形成率更低、恒星族群更老。这些趋势在M_?≈10¹¹M_⊙以下的所有恒星质量范围内都存在，但在此质量以上减弱。尘埃质量与形态的相关性与气体质量相似，但在M_?≈10¹⁰M_⊙以下出现偏离。最大黑洞质量与形态呈正相关，更球状体主导的星系拥有更质量的黑洞，相关强度在约3×10¹⁰M_⊙处达到峰值。半恒星质量半径与形态呈强反相关，更延展的星系具有更突出的盘面成分。恒星金属丰度与形态的相关性表现出最强的恒星质量依赖性：在M_?≈10¹⁰M_⊙以上呈反相关，以下呈正相关。吸积恒星比例在中心星系中与球状体质量分数呈正相关，在约5×10¹⁰M_⊙处达到峰值，但对卫星星系在2×10¹⁰M_⊙以下观察到反相关，这可能是环境剥离弱束缚吸积成分的结果。

研究结论可概括为：COLIBRE模拟展现了丰富多样的星系形态。星系形态依赖于恒星质量，盘面在M_?≈(1?2)×10¹⁰M_⊙处占主导。在固定恒星质量下，形态与宿主暗物质晕的性质弱相关，但与内部星系性质的相关性更强，尤其是表征恒星形成活动和气体含量的性质。操作选择（如孔径大小、质量加权与光度加权）对测量的形态有不可忽视的影响，这强调在与观测比较时使用前向建模的重要性。凭借高分辨率、大体积和物理真实性的结合，COLIBRE模拟为研究星系形态的起源及其与环境和平演化历史的联系提供了独特机会。该研究发表在《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》上。