[논문 리뷰] Physically motivated fit to mass surface density profiles observed in galaxies

J. Sánchez Alméida, Ignacio Trujillo외 1명|arXiv (Cornell University)|2021. 09. 06.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 84인용 수 7

한 줄 요약

이 논문은 저질량은하에서 관측된 항성 질량 표면 밀도 프로파일에 대해 투영된 다각형 다각형체(프로폴스)가 물리적으로 타당한 피팅을 제공하며, 저질량은하(log[M*/M⊙] ≤ 9)에서는 세르시 프로파일보다 뛰어난 성능을 보이고, 표면 밀도 범위가 다섯 계단에 걸쳐 5% 이내로 일치한다. 결과는 저질량은하와 대규모 은하 중심부에서 은하 구조를 규정짓는 주요 원리로 최대 티살리스 엔트로피 원리가 작용한다는 것을 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 관측된 은하의 항성 질량 표면 밀도 프로파일을 재현할 수 있는 물리적으로 타당한 다각형체(프로폴스)가 존재하는지 테스트하기 위해.
• 다양한 질량과 형상의 은하에 걸쳐 표준 세르시 프로파일과의 성능을 비교하기 위해.
• 관측된 질량 분포가 최대 티살리스 엔트로피 원리에 의해 규정되는지 조사하기 위해.
• 프로폴스 피팅이 저질량은하에서는 성공적이지만 대규모 은하에서는 성능이 떨어지는 이유를 이해하기 위해.

제안 방법

• 관측된 표면 밀도 프로파일에 피팅하기 위해 천체의 천정면에 투영된 다각형 다각형체(프로폴스)를 위한 파이썬 코드를 개발하였다.
• 클래식한 볼츠만-지브스 통계의 발산을 피하기 위해 유한 질량과 에너지를 가진 물리적으로 의미 있는 다각형체를 정의하기 위해 티살리스 엔트로피 체계를 사용하였다.
• 약 750개의 은하에서 수집한 질량 표면 밀도 데이터에 대해 프로폴스와 세르시 프로파일을 피팅하였다. 이는 7 < log[M*/M⊙] < 12의 범위를 포함한다.
• RMS 잔차를 사용하여 피팅 품질을 비교하였으며, log[M*/M⊙] ≤ 9일 경우 프로폴스가 세르시 프로파일보다 뛰어난 성능을 보였다. 반면 log[M*/M⊙] ≥ 10일 경우 성능이 열 劣하다.
• 핵과 외곽부의 역할을 분석하기 위해 복합 모델(프로폴스 핵 + 세르시 외곽)을 순수 피팅과 비교하였다.
• 피팅 품질에 대한 항성 질량 프로파일과 총 질량 프로파일의 영향을 평가하였으며, 유의미한 차이는 없었다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 투영된 다각형체(프로폴스)는 관측된 은하의 항성 질량 표면 밀도 프로파일을 세르시 프로파일만큼 또는 더 잘 재현할 수 있는가?
• RQ2 관측된 세르시 유사 프로파일의 뒤에 물리적 기초가 존재하는가? 특히 최대 티살리스 엔트로피 원리가 그 기초인가?
• RQ3 저질량은하와 중심부에서는 성공적이지만 대규모 은하에서는 프로폴스 피팅 성능이 떨어지는 이유는 무엇인가?
• RQ4 대규모 은하의 구조적 구성요소(핵과 외곽)는 서로 다른 피팅 모델이 필요한가? 만약 그렇다면 그 이유는 무엇인가?

주요 결과

• 핵이 제외된 경우, 프로폴스와 세르시 프로파일은 표면 밀도가 다섯 계단에 걸쳐 5% 이내로 일치하며( RMS ~0.02 dex), 서로 구별할 수 없다.
• 물리적으로 의미 있는 다각형체의 범위(다각형 지수 m는 0.4에서 6.0 사이)는 관측된 세르시 지수의 범위와 정확히 일치한다.
• log[M*/M⊙] ≤ 9인 은하에서는 프로폴스 피팅이 시스템적으로 세르시 피팅을 능가하며, 이들 은하의 84%가 양호한 피팅( RMS < 0.1 dex)을 달성한다.
• log[M*/M⊙] ≥ 11인 은하에서는 프로폴스 피팅이 시스템적으로 열 劣하며, 이들 중 단지 23%만 양호한 피팅을 달성한다.
• 관측된 다각형 지수는 m = 5 근처에 집중되어 있으며, 산란이 크므로 대규모 시스템에서 이 지수에 물리적 선호가 존재할 가능성이 있다.
• 핵이 프로폴스이고 외곽이 세르시인 하이브리드 모델은 대규모 은하에 대해 뛰어난 피팅을 제공하며, 이는 오직 중심 영역에서 열 평형 상태에 있을 뿐임을 시사한다.