Unraveling the Formation of the Milky Way by cosmological simulations and Gaia

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天の川銀河に過去に降着した衛星銀河由来の星の元素組成と動力学的性質についての研究に取り組んだ。そのために、宇宙論的な初期条件から、天の川銀河形成シミュレーションを実施した。このシミュレーションの分解能はガス質量分解能1万太陽質量、スナップショット間隔1000万年である。このシミュレーションのデータを用いて、ハローの合体史を解析した。これに基づき、過去に衛星銀河で形成され、現在は中心銀河の一部となっている星を抽出した。まず、これらの星の動力学的性質を解析した。その結果、より早い時期に合体した衛星銀河由来の星ほど低いエネルギーを有する傾向があった。続いて、これらの星の化学組成の解析を行った。本年度は、マグネシウム、鉄、ユーロピウム組成に着目した。その結果、同じ衛星銀河由来の星では、マグネシウムや鉄の量のばらつきは１桁程度で小さかった。星質量が太陽の100万倍に達した衛星銀河由来の星のマグネシウム分布を見ると、現在天の川銀河周囲に見られる矮小銀河のように、マグネシウムと鉄の比が鉄の量が高い星ほど下がる傾向にあることが明らかになった。一方、ユーロピウム量については、1桁以上のばらつきが見られた。これは、天の川銀河を構成した衛星銀河内でユーロピウム量が不均一であったことを意味する。以上の結果は、観測で得られた星の化学動力学的な情報から、天の川銀河に降着した衛星銀河の進化史を探る手掛かりを与えるものである。