渦巻銀河の円盤は2つの主要なコンポーネントで構成されています。薄い円盤は、星とガスの大部分を保持しており、渦巻銀河と考えると私たちが目にして描写するものの大部分です。この厚い円盤は、いくつかの点で薄い円盤とは異なります。そこにある星は古く、金属が不足している傾向があり、銀河の中心をよりゆっくりと周回しています。
しかし、この星の集団がどこから来たのかは、1970年代半ばに特定されて以来、長い間謎でした。 1つの仮説は、これまでより標準的な軌道に定住したことのない共食い化した矮小銀河の残りであるというものです。他の人たちは、これらの星が重力のパチンコや超新星を通して薄い円盤から投げられたと示唆しています。最近の論文では、これらの仮説を観察テストに取り入れています。
一見したところ、両方の命題はしっかりとした観察的根拠を持っているようです。天の川銀河は、いくつかの小さな銀河と融合していることが知られています。私たちの銀河がそれらを引き寄せるとき、潮汐効果がこれらの小さな銀河を細断し、星を散乱させます。この種の潮流は数多く発見されています。薄い円盤からの放出は、薄い円盤、場合によっては銀河自体を脱出するのに十分な速度を持つ多くの既知の「暴走」星および「超高速」星からの支持を得ます。
ハーバード大学のMarion Dierickxが率いるこの新しい研究は、Salesらによる2009年の研究に続き、シミュレーションを使用して、これらの方法で作成された場合に厚いディスクに星が取り込む機能を調べました。これらのシミュレーションを通じて、Salesは軌道の離心率の分布が異なり、形成シナリオを区別する方法を可能にする必要があることを示しました。
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7（SDSS DR7）のデータを使用して、Dierickxのチームは私たちの銀河内の星の分布をさまざまなモデルによって行われた予測と比較しました。最終的に、彼らの調査には約34,000の星が含まれていました。偏心のヒストグラムを販売の予測のヒストグラムと比較することにより、チームは、作成の主要なモードを明らかにする適切な一致を見つけることを望みました。
比較により、薄い円盤からの放出が標準である場合、ほぼ円形の軌道と非常に偏心した軌道に星が多すぎることが明らかになりました。一般的に、分布は広すぎました。ただし、合併のシナリオの一致は、この仮説に強力な信用を与えるのによく適合します。
放出仮説などは完全に除外することはできませんが、少なくとも私たち自身の銀河では、それらがかなり小さな役割を果たすことを示唆しています。将来的には、この集団の他の側面を分析する追加のテストが採用される可能性があります。
