[論文レビュー] Early galaxy evolution from deep wide field star counts. I. The spheroid density law and mass function

A. C. Robin, C. Reylé+1 more|arXiv (Cornell University)|Apr 7, 2000

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、高および中程度の中銀緯度における深さのある広視野星等数を用いて、球殻の密度則と初期質量関数（IMF）を制約し、指数2.44、扁平率c/a = 0.76のやや扁平なべき乗則密度プロファイルと、1.9 ± 0.2の星のIMF勾配を得た。結果は、星くずれの残骸から成るバリオン性の暗黒物質ハローによって構成される球殻の質量分布が、可視物質と暗黒物質成分の共通の動的起源を支持していることを示唆している。

ABSTRACT

As part of a global analysis of deep star counts to constrain scenarii of galaxy formation and evolution, we investigate possible links between the galactic spheroid and the dark matter halo. A wide set of deep star counts at high and intermediate galactic latitudes is used to determine the large scale density law of the spheroid. Assuming a power density law, the exponent, flattening, local density and IMF slope of this population are estimated. The estimation is checked for robustness against contamination of star counts by the thick disc population. Contamination effects are derived from a model of population synthesis under a broad variety of thick disc parameters. The parameter fit is based on a maximum likelihood criterion. The best fit spheroid density law has a flattening of 0.76, a power index of 2.44. There is a significant degeneracy between these two parameters. The data are also compatible with a slightly less flattened spheroid (c/a = 0.85), in combination with a larger power index (2.75). A flatter spheroid (c/a = 0.6) with a power index of 2 is not excluded either. We also constrain the spheroid IMF slope αto be 1.9 +/- 0.2, leading to a local density of 1.64 10$^{-4}$ stars pc$^{-3}$ and a mass density of 4.15 10$^{-5}$ \Msun pc$^{-3}$. With this slope the expected mass density of brown dwarfs in the halo makes a negligible part of the dark matter halo, as already estimated from microlensing surveys. So, as star count data progresses in depth and extent, the picture of the spheroid star population that comes out points to a shape quite compatible with what we know about the distribution of baryonic dark matter if it is made of stellar remnants, suggesting a common dynamical origin.

研究の動機と目的

• 深さのある広視野星等数を用いて、銀河の球殻の大規模な密度則を特定すること。
• 最尤推定法を用いて、球殻の局所的密度、べき乗則指数、扁平度、およびIMF勾配を推定すること。
• 厚いディスク成分からの汚染に対する結果の頑健性を評価すること。
• 球殻の質量分布が、微小レンズ効果や回転曲線から推定される暗黒物質ハローと整合するかを評価すること。
• 球殻の性質が、白色矮星や褐色矮星などの星くずれの形をとるバリオン性暗黒物質と、共通の動的起源を有するかを検証すること。

提案手法

• 実際の観測条件（フォトメトリック系、誤差、選択効果など）を反映するように、改訂版のBesançon人口合成モデルを用いて星等数をシミュレートする。
• モデルには、薄いディスク、厚いディスク、ハロー（球殻）、バルジの4つの銀河的構成要素を含み、それぞれに調整可能なパラメータを設ける。
• 複数の高および中程度の中銀緯度フィールドにおける観測星等数を、最尤基準を用いてフィットさせる。
• 厚いディスクからの汚染は、さまざまな厚いディスクパラメータ（例：局所的密度、スケール高さ、IMF勾配）を用いた合成モデルを用いて定量的に評価し、極端なケースを含めて頑健性をテストする。
• 観測された色-等級分布とモデル予測を比較して、特に明るさが小さい領域における青ピークにおいて、球殻寄与を分離する。
• 球殻パラメータと厚いディスク汚染とのデゲネラシーは、標準より高い厚いディスク密度およびスケール高さを仮定したモデルをテストすることで評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 深さのある広視野星等数に基づいて、銀河の球殻密度分布の真のべき乗則指数と扁平度は何か？
• RQ2 星等数の青ピークにおける厚いディスク成分からの汚染はどの程度顕著であり、球殻パラメータ推定にどのように影響するか？
• RQ3 球殻の初期質量関数（IMF）勾配は何か？また、局所的星密度および質量密度にどのような含意をもたらすか？
• RQ4 球殻の質量分布は、微小レンズ効果調査および回転曲線から推定される暗黒物質ハローと整合的か？
• RQ5 球殻の性質は、白色矮星や褐色矮星などの星くずれの形をとるバリオン性暗黒物質成分と調和することができるか？

主な発見

• 最良のフィットにおける球殻密度則は、べき乗則指数2.44、扁平度（c/a）0.76を示し、これは中程度に扁平で広がった分布を示している。
• 扁平度とべき乗則指数の間には顕著なデゲネラシーが存在し、代替解としてc/a = 0.85、指数2.75、またはc/a = 0.6、指数2.0の解も2σ信頼区間内に含まれる。
• 球殻のIMF勾配はα = 1.9 ± 0.2に制約され、局所的星密度は1.64 × 10⁻⁴個/立方パーセクとなった。
• 球殻の質量密度は4.15 × 10⁻⁵ M☉ pc⁻³であり、褐色矮星による暗黒物質ハローへの寄与は無視できるほど小さい。
• 球殻の質量分布は、星くずれから成るバリオン性暗黒物質ハローと整合的であり、観測された暗黒物質ハローと同様の動的起源を支持する。
• 標準モデル仮定下では、厚いディスクからの汚染は小さいことが判明し、厚いディスクパラメータを過大評価しても、平坦な球殻と低いべき乗則指数の結論を強化するにとどまる。