[論文レビュー] Physically motivated fit to mass surface density profiles observed in galaxies

J. Sánchez Alméida, Ignacio Trujillo+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 6, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 84被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、低質量銀河（log[M*/M⊙] ≤ 9）において、Sérsicプロファイルを上回る物理的に妥当なフィットを、投影された多極的多項式（propols）が与えると提唱している。また、表面密度の5桁にわたる範囲で、Sérsicプロファイルと5%以内で一致する。結果は、矮星銀河および質量の大きな銀河の中心部における銀河構造を支配するメカニズムとして、最大Tsallisエントロピーの原理を支持する。

ABSTRACT

Polytropes have gained renewed interest because they account for several seemingly-disconnected observational properties of galaxies. Here we study if polytropes are also able to explain the stellar mass distribution within galaxies. We develop a code to fit surface density profiles using polytropes projected in the plane of the sky (propols). Sersic profiles are known to be good proxies for the global shapes of galaxies and we find that, ignoring central cores, propols and Sersic profiles are indistinguishable within observational errors (within 5 % over 5 orders of magnitude in surface density). The range of physically meaningful polytropes yields Sersic indexes between 0.4 and 6. The code has been systematically applied to ~750 galaxies with carefully measured mass density profiles and including all morphological types and stellar masses (7 < log (Mstar/Msun) < 12). The propol fits are systematically better than Sersic profiles when log(Mstar/Msun) < 9 and systematically worst when log(Mstar/Msun) > 10. Although with large scatter, the observed polytropic indexes increase with increasing mass and tend to cluster around m=5. For the most massive galaxies, propols are very good at reproducing their central parts, but they do not handle well cores and outskirts altogether. Polytropes are self-gravitating systems in thermal meta-equilibrium as defined by the Tsallis entropy. Thus, the above results are compatible with the principle of maximum Tsallis entropy dictating the internal structure in dwarf galaxies and in the central region of massive galaxies.

研究の動機と目的

• 物理的に妥当な多極的多項式（propols）が、銀河における観測された星族質量表面密度プロファイルを再現できるかどうかを検証すること。
• 広範な銀河質量および形態の範囲で、propolフィットと標準的なSérsicプロファイルの性能を比較すること。
• 最大Tsallisエントロピーの原理が、銀河における観測された質量分布の背後にあるものかどうかを調査すること。
• propolフィットが矮星銀河および中心部では成功しているにもかかわらず、質量の大きな銀河ではなぜ劣化するのかを理解すること。

提案手法

• 観測された表面密度プロファイルにフィットするため、多極的多項式（多極的多項式）を天球上に投影する（propols）ためのPythonコードを開発した。
• Tsallisエントロピー形式を用いて、有限質量およびエネルギーを持つ物理的に意味のある多極的多項式を定義し、古典的ボルツマン＝ギブズ統計の発散を回避した。
• 7 < log[M*/M⊙] < 12 の範囲をカバーする約750個の銀河の質量表面密度データに、propolsおよびSérsicプロファイルをフィットした。
• RMS残差を用いてフィット品質を比較した。log[M*/M⊙] ≤ 9 の場合、propolsがSérsicを上回ったが、log[M*/M⊙] ≥ 10 の場合、劣化した。
• コアと外縁部の役割を検証するため、組み合わせモデル（propolコア + Sérsic外縁部）と純粋なフィットを比較した。
• 星族質量と全質量プロファイルのフィット品質への影響を評価したが、顕著な差は認められなかった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 投影された多極的多項式（propols）は、観測された星族質量表面密度プロファイルを、Sérsicプロファイルと同等またはそれ以上に再現できるか？
• RQ2 観測されたSérsicに類似したプロファイルに物理的根拠（特に最大Tsallisエントロピー）が存在するか？
• RQ3 矮星銀河および中心部では成功しているにもかかわらず、なぜpropolフィットは質量の大きな銀河で劣化するのか？
• RQ4 質量の大きな銀河の構造的要素（コアと外縁部）は、異なるフィットモデルを必要とするのか？その理由は何か？

主な発見

• 中心コアを除いた場合、propolsとSérsicプロファイルは表面密度の5桁にわたる範囲で5%以内（RMS ~0.02 dex）で区別できない。
• 物理的に意味のある多極的多項式（多極的指数mが0.4から6.0の間）の範囲は、観測されたSérsic指数の範囲と完全に一致する。
• log[M*/M⊙] ≤ 9 の銀河では、propolフィットが系統的にSérsicフィットを上回り、その84%が良好なフィット（RMS < 0.1 dex）を達成した。
• log[M*/M⊙] ≥ 11 の銀河では、propolフィットが系統的に劣化し、良好なフィットを達成したのはたった23%にとどまった。
• 観測された多極的指数はm = 5の周辺に集中しており、大きな散らばりを示すが、これは質量の大きな系においてこの指数が物理的に好まれる傾向にあることを示唆している。
• propolコアとSérsic外縁部を組み合わせたハイブリッドモデルは、質量の大きな銀河に対して優れたフィットを示し、中心部のみが熱的平衡にあることを示している。