[論文レビュー] What is a galaxy? How Cold is Cold Dark Matter? Recent progress in Near Field Cosmology

G. Gilmore, D. B. Zucker+7 more|Lancaster EPrints (Lancaster University)|Apr 11, 2008

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、半光半径を用いて星団と銀河の明確な観測的二分法を確立し、安定した系が2つの明確に異なるクラスに分かれることが示された：星団（rₕ < 35 pc）と銀河（rₕ > 120 pc）で、その間には安定した系は存在しない。また、dSph銀河のダークマター・ハローが中心密度が低い（約0.1 M⊙ pc⁻³）コア構造を示すと主張しており、これはコールド・ダークマター（CDM）モデルの中心クッション（cusp）予測とは矛盾する。

ABSTRACT

There has been a vast recent improvement in photometric and kinematic data for star clusters, Ultra Compact dwarfs, galactic nuclei, and local dSph galaxies, with Subaru contributing substantially to the photometric studies in particular. These data show that there is a bimodal distribution in half-light radii, with stable star clusters always being smaller than 35pc, while stable galaxies are always larger than 120pc. We extend the previously known observational relationships and interpret them in terms of a more fundamental pair of intrinsic properties of dark matter itself: dark matter forms cored mass distributions, with a core scale length of greater than about 100pc, and always has a maximum central mass density with a narrow range. The dark matter in dSph galaxies appears to be clustered such that there is a mean volume mass density within the stellar distribution which has the very low value of about 0.1$M_{\odot}$ pc$^{-3}$. None of the dSphs displays kinematics which require the presence of an inner cusp, while in two dSphs there is evidence that the density profile is shallow (cored) in the inner regions. The maximum central dark matter density derived is model dependent, but is likely to have a mean value (averaged over a volume of radius 10pc) of about 0.1$M_{\odot}$ pc$^{-3}$, which is 5GeV/c$^2$cm$^{-3}$). Galaxies are embedded in dark matter halos with these properties; smaller systems containing dark matter are not observed.

研究の動機と目的

• 光度的および運動論的データを用いて、星団と銀河の観測的差異を明確化すること。
• dSph銀河の構造的および力学的性質におけるダークマターの性質を調査すること。
• ドワーフ・スフィロイダル（dSph）銀河におけるダークマター・ハローが、コールド・ダークマター（CDM）モデルが予測するようにコア型かクッション型の密度プロファイルを示すかどうかを検証すること。
• 局所的なdSph系におけるダークマターの固有スケール長および質量密度を特定すること。
• 動的質量光度比に基づいて、超コンパクト・ドワーフ（UCD）が重力的に大きな星団か、ダークマター・ハローを有する低質量銀河かを評価すること。

提案手法

• 星団、UCD、dSph、銀河核の半光半径および絶対等級を、深紫外・可視光画像測定（例：Subaru、SDSS）から分析すること。
• dSph銀河における線形速度分散データから、等方的ジェインズの式を適用し、内部質量分布を導出すること。
• コールド・ダークマター（CDM）シミュレーションからの理論的予測（特にr⁻¹クッション型プロファイル）と観測された質量プロファイルを比較すること。
• 分布関数モデリングを用いて、dSph系におけるコア型とクッション型のダークマター・プロファイルのどちらがより好ましいかを評価すること。
• UCDにおける動的質量光度比の評価を通じて、ダークマターの存在を検証すること。
• 銀河系中心からの距離および運動論的データを用いて、サイズギャップ（35–120 pc）内の系における潮汐効果を評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 局所宇宙における星団と銀河の間には、根本的なサイズ二分法が存在するか？
• RQ2 dSph銀河におけるダークマター・ハローは、コア型かクッション型の密度プロファイルを示すか？
• RQ3 dSph銀河における典型的な中心ダークマター密度は何か？ そしてこれはCDMモデルの予測とどのように比較されるか？
• RQ4 超コンパクト・ドワーフ（UCD）は、重力的に大きな星団か、ダークマター・ハローを有する低質量銀河か？
• RQ5 潮汐破壊は、35–120 pcのサイズギャップに存在する系の存在を説明できるか？

主な発見

• 半光半径に著しい二峰性分布が存在する：星団は常に約35 pc未塔であり、銀河は常に約120 pc以上である。
• 35 pcから120 pcのサイズギャップ内には、安定した非潮汐系は観測されていない。ただし、コマ・ベレニケスは潮汐破壊の兆候を示している。
• 本研究で対象としたすべてのdSph銀河は、コア型のダークマター・プロファイルを示しており、標準的なコールド・ダークマター（CDM）シミュレーションが予測するr⁻¹クッション型プロファイルの証拠は見当たらない。
• dSphにおける中心ダークマター密度は一貫して低く、10 pc半径内での平均値は約0.1 M⊙ pc⁻³（または5 GeV/c² cm⁻³）である。
• 超コンパクト・ドワーフ（UCD）は、単に星の集まりによるものと一致する動的質量光度比を示しており、顕著なダークマター寄与はない。
• dSphにおけるダークマターのコアスケール長は100 pc以上であることが示され、これはコールド・ダークマター粒子が予測するよりも大きなダークマター構造の基本的スケールを示唆している。