Probing the formation of the Milky Way with WFMOS

Presentation on theme: "Probing the formation of the Milky Way with WFMOS"— Presentation transcript:

1 Probing the formation of the Milky Way with WFMOS
Miho Ishigaki1 , Masashi Chiba1, Wako Aoki2, Lang Zhang3 Tohoku University NAOJ National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science

2 Outline Background Chemical abundance of the Milky Way outer halo with Subaru/HDS Issues to be addressed with WFMOS Future prospects with WFMOS １．銀河系がどこまで分かってきたか、最近の研究成果をお話し、 ２．われわれがSubaru/HDSを使ってやっている銀河系outer haloの研究の現状を簡単に紹介 ３．この研究を踏まえて、WFMOSでやるべき課題 ４．WFMOSで期待される成果

3 The Milky Way - Laboratory of galaxy formation in the Universe -
Precise measurements of basic quantities for individual stars are possible for nearby stars. Positions and 3-D velocity components Mass distribution out to several kpc Identification of clumpy groups in a coordinate/velocity space Signature of recent accretion events Distance (+metallicity) Age Chemical abundances of various elements (Fe, Mg, Si, Zn, Ba, etc…) Chemical enrichment histories 銀河系は銀河形成を探るための、格好の実験室ともいえる。というのも、個々の星について、現在の位置、速度、金属量、化学元素パターンなどの精密な測定が可能だから。それらの星が形成された、銀河形成初期の情報をひきだしたり、

4 Recent pictures of the formation of the Milky Way halo
Theories Hierarchical formation of galaxies -> Some fraction of the stellar halo have been accreted from smaller sub systems (e.g. dwarf galaxies) Observations Various substructures Over density, stellar streams, … -> Direct evidence of recent accretion events The inner/outer halo (Carollo et al. 2007) Different formation mechanism is needed for the inner and the outer halo “Virgo overdensity” Juric et al. 2008 銀河系ハローに着目。ハローがどのようにして形成されたのか。 理論：　宇宙において銀河は階層的な衝突・合体を繰り返して形成された。 観測：　１．サブストラクチャー、密度超過やストリーム構造　⇒矮小銀河こう着の痕跡とみられる　　　 　　　　　２．ハローがi内部ハロー、外部ハローの２成分に分かれることも分かってきた。⇒　ハローは全体が一様に形成されたのではなく、内部・外部で形成過程が異なるのではないか

5 How did the Milky Way halo form?
Questions to be answered: What fraction of the halo have been accreted? When did majority of accretion events occur? What is a typical mass of the accreted systems? How did star formation proceed within an accreted progenitor WFMOS (+GAIA) このように、ハロー形成に矮小銀河のこう着が深くかかわっているらしい理論からも観測からも示唆されている。しかしその詳細は分からないことだらけ。 １．ハロー全体のうち何割がこう着によってできたのか ２．主にいつこう着が起こったのか ３．降着してきた系の典型的な質量はどのくらい？（ハロー全体が数個の比較的大きい系でできあがったのかそれともたくさんの小さい系からなったのか） ４．降着してきた系ではこう着の以前にはどのように星形成が進んでいたのか

6 Probing the Milky Way outer halo with Subaru/HDS
The outer halo Aim: Investigating a systematic difference in chemical abundance patterns in the outer halo Considered elements: Alpha-elements: Mg, Si, … Fe-peak elements: Cr, Ni, … Neutron capture elements: Y, Ba そこで前の段階として、銀河系outer haloをターゲットとした化学元素組成の測定をSubaru/HDSを用いて行いました。その現状と問題点を簡単に紹介する。

7 Observations with Subaru/HDS
Sample selection; Zmax>5kpc, [Fe/H]<-1, V<12 High-resolution spectroscopy with Subaru/HDS Spectral coverage of Å S/N>100 2003/2: 26 objects (Aoki+), 2005/5: 3 objects (Inoue+), 2008/6-7: 28 objects (Ishigaki+, service obs.) Total: ~60 outer halo stars 　 その全段階として、すばるHDSで太陽近傍の星の中でも、外部ハローに属している可能性が高い星について、運動と化学元素組成の調査を行った。

8 Kinematics of the sample
Zmax=5 kpc Highly- prograde Zmax-Vφ relation Outer halo Inner halo Highly- retrograde こちらが今回HDSのサンプルを含むハローの星で、運動と化学組成が両方分かっている星を横軸にlog(Zmax)、縦軸に回転速度Vphiをプロットしたもの。我々はZmax>5kpc の星を外部ハローに所属している可能性が高いと考え、以降outer haloと呼ぶ。中でも逆回転している星（赤▲）や回転速度が特に早い星（青■）は矮小銀河起源の可能性が高いのでとくに注目した。 The sample includes Stephens & Boesgaard 2002, Gratton 2003

9 [Mg/Fe]-[Fe/H] これは横軸に[Fe/H]、縦軸に[Mg/Fe]の組成比をとって、運動によって分類した星をプロットしたもの。金属量-2<[Fe/H]<-1の範囲をとって[Mg/Fe]の分布を運動ごとに見てみると、内部ハローは平均0.4dex程度に対して、外部ハローは0.2dex程度と優位に低くなっている。

10 [Mg/Fe]-Zmax Zmax=5 kpc
運動で分類したときの[Mg/Fe]の違いを詳しく見るために、Zmaxにともなう[Mg/Fe]の変化を詳しく見るために、横軸log(Zmax)、縦軸[Mg/Fe]をとったのが左の図。Inner haloの平均を点線で書いている

11 Comparison of [Mg/Fe] with nearby dwarf spheroids
The outer halo [Mg/Fe]-[Fe/H] relation is similar to the nearby dSphs.

12 Interpretations for lower [Mg/Fe]
Lanfranchi & Matteucci 2003 Building block of the outer halo could be… Systems that are lack of massive Type II SNe (IMF) Systems in which a star formation timescale (tSF) is longer. tSF短 [Mg/Fe] このように、inner halo に対して、outer haloや矮小銀河ではなぜ[Mg/Fe]が低いのか tSF長 [Fe/H]

13 Constraints from other elements
Zn is largely produced in energetic SNe [Zn/Fe] is slightly lower for the outer halo as observed in the nearby dSphs Dsph data from Shetrone et al. 2001 Inner halo [Mg/Fe]の違いが何からきているのかを考える上で、同時に測定した他の元素からの制限がヒントを与える。例えば、亜鉛は、非常にエネルギーの大きい超新星爆発 でたくさんつくられるといわれていて、星形成史への重要な制限になる。これまでのところ、outer haloでinner haloよりZn/Feが低い傾向があるように見えるが、inner haloの比較サンプルが少なく、はっきりした傾向はまだ分からない。また矮小銀河でも、outer haloと同じように[Zn/Fe]低い Outer halo

14 Implications from present study
The outer halo stars exhibit distinct abundance ratios in alpha-elements, Zn For -2<[Fe/H]<-1, the outer halo [Mg/Fe] values are partially overlapped with those observed for nearby dSphs However, the fraction of their contributions, properties of progenitors, etc. could not be constrained with the present sample size.

15 Issues to be addressed with WFMOS
Present sample is restricted to a small number of bright stars (V<12) Multi object spectroscopy up to V<17 Systematic errors caused by different instruments, analysis methods, etc could eliminate intrinsic trends/scatters. 　 A homogeneous data set Sample selection bias could introduce artificial trends Maximizing a completeness of the sample

16 Future prospects with WFMOS
Identification of groups in abundance space Measurements of various elements simultaneously to make constraints on progenitors A spatial distribution (gradients, overdentisy) of each elements Font et al. 2006 Comparable with theoretical predictions of galaxy formation for an accreted fraction, an accretion time, progenitor masses, etc.

17 Summary Detailed chemical abundances (+ stellar dynamics) are useful to probe how the Milky Way halo formed. The present study using the Subaru/HDS implies that the Milky Way outer halo exhibits distinct abundance ratios in certain elements. However, the key issues for the halo formation remain unresolved because of the small sample size (~60 stars). A large homogeneous data set with enough accuracy taken with WFMOS is essential to obtain a stronger constrains on the key issues for the Milky Way formation.