[논문 리뷰] Dark galaxies, spin bias and gravitational lenses

Raúl Jiménez, Alan Heavens외 2명|arXiv (Cornell University)|1997. 09. 05.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 5

한 줄 요약

이 논문은 어두운 은하—낮은 표면 밀도, 높은 스핀을 가진 암흑물질 허브—가 분열에 대한 안정성으로 인해 별 형성이 최소화되어 희미하고 짧은 수명의 파란 단계를 거쳐 결국 탐지 불가가 되는 방식으로 형성된다고 제안한다. 이는 고적색도에서의 파란 인구를 설명할 수 있으며, 빛나는 은하가 대규모이고 뭉쳐진 허브에 선호적으로 형성되는 '스핀 편향'을 도입한다. 또한 허브 질량 함수보다 더 평평한 밝기 끝단 함수를 예측한다.

ABSTRACT

Gravitational lensing studies suggest that the Universe may contain a population of dark galaxies; we investigate this intriguing possibility and propose a mechanism to explain their nature. In this mechanism a dark galaxy is formed with a low density disk in a dark halo of high spin parameter; such galaxies can have surface densities below the critical Toomre value for instabilities to develop, and following Kennicutt's work we expect these galaxies to have low star formation rates. The only stellar component of the galaxies is a halo system, formed during the collapse of the proto-galactic cloud. We compute synthetic stellar population models and show that, at a redshift $z=0.5$, such galaxies have apparent magnitudes $B \simeq 28, R \simeq 26$ and $I \simeq 25$, and could be unveiled by deep searches with the Hubble Space Telescope. Dark galaxies have an initial short blue phase and then become essentially invisible, therefore they may account for the blue population of galaxies at high redshift. We find a strong mass-dependence in the fraction of dark galaxies, and predict that spiral galaxies will not be found in halos with masses less than about $10^9 M_\odot$, if $Ω=1$. Above about $10^{12}M_\odot$, all halos can produce luminous disks. The mass-dependence of the galaxy-formation efficiency introduces the possibility of `spin bias' -- luminous galaxies being associated preferentially with strongly-clustered high-mass halos. A further prediction is that the slope of the faint-end luminosity function for galaxies will be flatter than the associated halo mass function.

연구 동기 및 목표

• 중력 렌즈 연구에서 유추된 어둠의 은하 존재성과 탐지 가능성에 대한 조사.
• 그렇다고는 말할 수 없지만, 파란 색을 띠지만 否로는 탐지되지 않는 저광도 고적색도 은하의 기원 설명.
• 허브 스핀과 질량이 은하 형성 효율성과 밝기에 미치는 영향 탐색.
• 최소한의 항성 성분을 가진 어둠의 은하의 형성 모델링 및 관측적 징후 평가.
• 허브 스핀이 은하 군집화와 밝기 함수에 미치는 영향 분석.

제안 방법

• 디스크 불안정성을 억제하기 위해 고스피닝 파ram터를 가진 암흑물질 허브에서 은하 형성 모델링.
• Toomre의 안정성 기준을 적용하여 디스크 분열과 별 형성이 언제 억제되는지 결정.
• 낮은 표면 밀도 디스크에서 낮은 별 형성률을 추정하기 위해 Kennicutt의 별 형성 법칙 사용.
• 어둠의 은하의 z=0.5에서의 등급을 예측하기 위해 합성 항성 집단 모델 구축.
• 허브 질량에 따른 은하 형성 효율의 의존성을 분석하여 스핀 편향 효과 유도.
• 은하 밝기 함수의 희미한 끝단 기울기와 허브 질량 함수를 비교하여 예측 검증.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고스피닝, 저표면 밀도 어둠의 허브는 안정적이고 별 형성이 적은 은하를 수용할 수 있으며, 이는 희미하고 탐지 불가가 되는가?
• RQ2 z=0.5에서 이러한 어둠의 은하의 기대 광학적 등급은 얼마이며, 허블 망원경으로 탐지 가능한가?
• RQ3 허브 질량이 빛나는 은하 형성 가능성에 어떤 영향을 미치며, 나선형 은하가 형성되지 않는 질량의 임계값은 무엇인가?
• RQ4 은하 형성의 허브 스핀 의존성은 빛나는 은하가 대규모이고 뭉쳐진 허브에 선호적으로 연관되는가?
• RQ5 스핀에 의존하는 형성 효율로 인해 은하 밝기 함수의 희미한 끝단 기울기는 허브 질량 함수와 다를까?

주요 결과

• z=0.5에서 어둠의 은하는 B ≈ 28, R ≈ 26, I ≈ 25의 예측 등급을 가지며, 깊은 허블 관측으로 탐지 가능할 수 있다.
• 이 은하는 사라지기 전에 짧은 파란 단계를 거치며, 고적색도 파란 인구를 설명할 수 있다.
• Ω=1일 경우, 질량이 약 ~10^9 M⊙ 이하인 허브에서는 나선형 은하가 형성되지 않을 것으로 예상되며, 이는 저표면 밀도 디스크에서의 불안정성 억제 때문이다.
• ~10^12 M⊙ 이상에서는 모든 허브가 빛나는 디스크를 형성할 수 있어, 효율적인 은하 형성의 질량 임계값을 나타낸다.
• 모델은 스핀에 의존하는 형성 효율로 인해 은하 밝기 함수의 희미한 끝단 기울기가 허브 질량 함수보다 더 평평하다고 예측한다.
• 강한 질량 의존성 은하 형성 효율은 '스핀 편향'을 유도하며, 이는 대규모이고 뭉쳐진 허브에서 빛나는 은하의 선호를 의미한다.