[論文レビュー] Confronting LambdaCDM with the optical observations of elliptical galaxies: II. Weighing the dark matter component

G. A. Mamon, Ewa L. Łokas|arXiv (Cornell University)|May 25, 2004

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena被引用数 1

ひとこと要約

本稿は、星々、DM、熱いガス、ブラックホールの4成分モデルとVDデータのジェインス解析を用いて、楕円銀河内の暗黒物質（DM）含量を調査している。LCDMシミュレーションからの現実的なDMプロファイルと半径方向の非等方性を考慮しても、ハッブル半径内での推定質量光度比は予測値よりも顕著に高く保たれる。これは、低速惑星状星雲VDの一部を説明するが、観測との不一致を完全に解消するものではない。

ABSTRACT

Elliptical galaxies are modelled with a a 4-component model: Sersic stars, LCDM dark matter (DM), hot gas and central black hole. DM is negligible in the inner regions, which are dominated by stars and the central black hole. This prevents any kinematical estimate (using a Jeans analysis) of the inner slope of the DM density profile. The gas fraction rises, but the baryon fraction decreases with radius, at least out to 10 effective radii (R_e). Even with line-of-sight velocity dispersion (VD) measurements at 4 to 6 R_e with 20 km/s accuracy and perfectly known velocity anisotropy, the total mass within the virial radius (r_v) is uncertain by a factor over 3. The DM distributions found in LCDM simulations are consistent with the stellar VD profiles, but appear inconsistent with the low VDs measured by Romanowsky et al. (2003) of planetary nebulae between 2 and 5 R_e, which imply such low M/Ls that the baryon fraction within r_v must be greater than the universal value. Replacing the NFW DM model by the new model of Navarro et al. (2004) decreases slightly the VD at a given radius. So, given the observed VD measured at 5 R_e, the inferred M/L within r_v is 40% larger than predicted with the NFW model. Folding in the slight (strong) radial anisotropy found in LCDM (merger) simulations, which is well modelled (much better than with the Osipkov-Merritt formula) with beta(r) = 1/2 r/(r+a), the inferred M/L within r_v is another 1.6 (2.4) times higher than for the isotropic NFW model. Thus, the DM model and radial anisotropy can partly explain the low PN VDs, but not in full. In an appendix, single integral expressions are derived for the VDs in terms of the tracer density and total mass profiles, for 3 anisotropic models: radial, Osipkov-Merritt, and the model above, for general radial profiles of luminosity density and mass.

研究の動機と目的

• 標準的なLCDM暗黒物質プロファイルと速度非等方性が、楕円銀河における惑星状星雲の観測された低線形速度分散を説明できるかどうかを評価すること。
• 半径方向非等方性と更新されたDMプロファイル（例：Navarro et al. 2004）が、ハッブル半径内での質量光度比推定に与える影響を評価すること。
• 運動論的観測から推定されるハッブル半径内でのバリオン分率が、普遍的値と整合的かどうかを検証すること。
• 異なる非等方性モデルに基づく速度分散の解析的式を導出し、楕円銀河の質量モデリング精度を向上させること。

提案手法

• Sersic星々、LCDM暗黒物質、熱いガス、中心ブラックホールの4成分動力学的モデルを用いる。
• 観測された速度分散データ（4–6効果的半径）をもとに、ジェインス解析を適用して質量プロファイルを推定する。
• LCDMおよび合体シミュレーション結果とより一致する、beta(r) = 1/2 r/(r+a) の半径方向非等方性モデルを採用し、Osipkov-Merritt式よりも優れている。
• NFW DMプロファイルと更新されたNavarro et al. (2004) DMモデルの予測を、観測された速度分散と比較する。
• 3種類の非等方性モデル（径方向、Osipkov-Merritt、および新しいbeta(r)モデル）に対して、トレーサー密度および全質量プロファイルの単一積分式としての速度分散を導出する。
• 観測誤差（VD測定精度20 km/s以内）および速度非等方性に関する仮定を組み込む。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 NFW暗黒物質プロファイルと等方的非等方性は、Romanowsky et al. (2003) が観測した惑星状星雲の低線形速度分散を説明できるか？
• RQ2 NFWプロファイルをNavarro et al. (2004) モデルに置き換えると、予測される速度分散および推定される質量光度比にどのような影響を与えるか？
• RQ3 LCDMシミュレーションにおける半径方向非等方性が、観測された低速度分散をどの程度説明できるか？
• RQ4 Osipkov-Merrittモデルと比較して、より現実的な非等方性プロファイル（beta(r) = 1/2 r/(r+a)）を用いることで、質量推定にどのような影響を与えるか？
• RQ5 観測された運動論的データをもとに推定されるハッブル半径内でのバリオン分率は、普遍的値と整合的か？

主な発見

• NFW暗黒物質プロファイルだけでは、2–5 R_e における惑星状星雲の低速度分散を完全に説明できない。
• NFWプロファイルをNavarro et al. (2004) モデルに置き換えると、同じ観測速度分散のもとで、ハッブル半径内での推定質量光度比が40%上昇する。
• LCDMシミュレーションからの半径方向非等方性を組み込むと、等方的NFWモデルと比較して、推定質量光度比はやや非等方性の場合で1.6倍、強い非等方性の場合で2.4倍に増加する。
• 改善されたDMプロファイルと非等方性モデルを用いても、推定される質量光度比は標準的なLCDM予測値よりも顕著に高く保たれ、不一致の部分的かつ不完全な解決にとどまる。
• 異なる非等方性モデルにおける速度分散の単一積分式は、楕円銀河の動力学的モデリングにおいてより正確で一般性の高いフレームワークを提供する。