[논문 리뷰] Early galaxy evolution from deep wide field star counts. I. The spheroid density law and mass function

A. C. Robin, C. Reylé외 1명|arXiv (Cornell University)|2000. 04. 07.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 고·중간 은하 위도에서의 깊은 광역성별 수를 이용하여, 구형편의 밀도 법칙과 초기 질량 함수(IMF)를 제약하며, 지수 2.44, 축률 c/a = 0.76인 중간 정도로 扁평한(편평한) 멱법칙 밀도 프로파일과 1.9 ± 0.2의 별성 IMF 기울기를 발견한다. 결과는 구형편의 질량 분포가 별 잔여물로 구성된 비가시 물질의 보편적 다크 매터 홀로 일치함을 시사하며, 시각적 물질과 다크 매터 성분의 공통된 천체역학적 기원을 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 깊은 광역성별 수를 이용하여 은하의 구형편의 대규모 밀도 법칙을 결정하기.
• 최대우도 적합을 통해 구형편의 국지적 밀도, 멱법칙 지수, 편평도 및 IMF 기울기를 추정하기.
• 두꺼운 디스크 성분의 오염에 대한 결과의 강인성 평가하기.
• 구형편의 질량 분포가 다크 매터 홀로와 일치하는지 평가하기, 특히 마이크로렌즈링 조사와 회전곡선을 통해 추론된 바를 고려하여.
• 구형편의 성질이 백색왜성과 천체형 행 星 등 별 잔여물의 형태인 바리온성 다크 매터와 공통된 천체역학적 기원을 지지하는지 테스트하기.

제안 방법

• 실제 관측 조건(광도계통, 오차, 선택 효과 포함)을 고려해 성별 수를 시뮬레이션하기 위해 수정된 Besançon 인구 합성 모델을 사용한다.
• 모델은 얇은 디스크, 두꺼운 디스크, 허브, 구형편(홀로)의 네 개 은하 성분을 포함하며, 각 성분에 대해 조정 가능한 파rameter를 포함한다.
• 다양한 고·중간 위도 영역에서 관측된 성별 수를 최대우도 기준으로 적합한다.
• 두꺼운 디스크의 오염은 다양한 두꺼운 디스크 파rameter(예: 국지적 밀도, 척도 높이, IMF 기울기)를 가진 합성 모델을 사용해 정량화하며, 극단적인 경우를 포함해 강인성 테스트를 수행한다.
• 관측된 색-등급 분포를 모델 예측과 비교하여, 특히 어두운 등급에서의 파란 피크에서의 구형편 기여를 분리한다.
• 구형편 파rameter와 두꺼운 디스크 오염 간의 디제너러시를 평가하기 위해, 표준보다 높은 두꺼운 디스크 밀도 및 척도 높이를 가진 모델을 테스트한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 깊은 광역성별 수를 바탕으로, 은하의 구형편 밀도 분포의 진정한 멱법칙 지수와 편평도는 무엇인가?
• RQ2 성별 수의 파란 피크에서 두꺼운 디스크 성분의 오염은 얼마나 심각한가, 그리고 구형편 파ram터 추정에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 구형편의 초기 질량 함수(IMF) 기울기는 무엇이며, 국지적 별 밀도와 질량 밀도에 대해 어떤 함의를 지닌다?
• RQ4 구형편의 질량 분포는 마이크로렌즈링 조사와 회전곡선을 통해 추론된 다크 매터 홀로와 일치하는가?
• RQ5 구형편의 성질은 백색왜성과 천체형 행성 등 별 잔여물의 형태인 바리온성 다크 매터 성분과 조화를 이룰 수 있는가?

주요 결과

• 최적 적합된 구형편 밀도 법칙은 멱법칙 지수 2.44와 축률 c/a = 0.76를 가지며, 중간 정도로 편평한, 확장된 분포임을 나타낸다.
• 편평도와 멱법칙 지수 사이에 상당한 디제너러시가 존재하며, 다른 해로는 c/a = 0.85 및 지수 2.75, 또는 c/a = 0.6 및 지수 2.0이 있으며, 모두 2σ 신뢰구간 내에 포함된다.
• 구형편의 IMF 기울기는 α = 1.9 ± 0.2로 제약되며, 국지적 별 밀도는 1.64 × 10⁻⁴ 개/입방파라세크를 제공한다.
• 결과로 도출된 질량 밀도는 4.15 × 10⁻⁵ M☉ pc⁻³이며, 백색왜성 등에 의한 다크 매터 홀로 기여는 무시할 만큼 작다.
• 구형편의 질량 분포는 별 잔여물로 구성된 바리온성 다크 매터 홀로와 일치하며, 관측된 다크 매터 홀로와 공통된 천체역학적 기원을 지지한다.
• 표준 모델 가정 하에 두꺼운 디스크의 오염은 작다고 판단되었으며, 두꺼운 디스크 파rameter를 과대평가하면 오히려 낮은 멱법칙 지수와 평탄한 구형편을 강화하는 결론을 더욱 강화한다.