[논문 리뷰] Vertical distribution of Galactic disk stars: III. The Galactic disk surface mass density from red clump giants

O. Bienaymé, C. Soubiran외 3명|ArXiv.org|2005. 10. 14.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 49인용 수 67

한 줄 요약

이 연구는 오베르바르 드 오크스프로방스에서 관측한 빨간 클럽 원성과 히파르코스 데이터를 보완하여 은하수 디스크의 표면 질량 밀도를 측정한다. 수직 중력 포텐셜을 일파라미터 및 이파라미터 모델로 모델링함으로써, 평면으로부터 1.1 kpc 이내에서 표면 질량 밀도가 57–79 M⊙ pc⁻²임을 발견하였으며, 이는 디스크 어두운 물질에 대한 명백한 증거가 없음을 시사하고 강하게 평탄한 어둠의 환형을 배제한다.

ABSTRACT

We used red clump stars to measure the surface mass density of the Galactic disk in the solar neighbourhood. High resolution spectra of red clump stars towards the NGP have been obtained with the ELODIE spectrograph at OHP for Tycho-2 selected stars, and nearby Hipparcos counterparts were also observed. We determined their distances, velocities, and metallicities to measure the gravitational force law perpendicular to the Galactic plane. As in most previous studies, we applied one-parameter models of the vertical gravitational potential. We obtained a disk surface mass density within 1.1kpc of the Galactic plane, Sigma_{1.1kpc}=64+/-5 Msun_pc^{-2}, with an excellent formal accuracy, however we found that such one-parameter models can underestimate the real uncertainties. Applying two-parameter models, we derived more realistic estimates of the total surface mass density within 800pc from the Galactic plane, Sigma_{0.8kpc}=57-66 Msun pc^{-2}, and within 1.1kpc, Sigma{1.1kpc}=57-79 Msun pc^{-2}. This can be compared to literature estimates of \sim40 Msun pc^{-2} in stars and to 13 Msun pc^{-2} in the less accurately measured ISM contribution. We conclude that there is no evidence of large amounts of dark matter in the disk and, furthermore, that the dark matter halo is round or not vey much flattened. A by-product of this study is the determination of the half period of oscillation by the Sun through the Galactic plane, 42+/-2Myr, which cannot be related to the possible period of large terrestrial impact craters \sim 33-37Myr.

연구 동기 및 목표

• 빨간 클럽 원성을 운동학적 추적자로 사용하여 은하수 디스크의 국지적 표면 질량 밀도를 결정하는 것.
• 특히 일파라미터 모델 대비 이파라미터 모델의 가정이 표면 질량 밀도의 불확도 추정에 미치는 영향을 평가하는 것.
• 관측된 수직 포텐셜이 은하수 디스크 내에서 어두운 물질의 중요한 기여가 필요하다는지 테스트하는 것.
• 개선된 천체역학적 제약 조건을 바탕으로 태양의 은하 평면을 통과하는 진동의 반주기를 재평가하는 것.
• 유도된 질량 밀도가 별, 가스 및 어두운 물질 기여의 독립적 추정치와 일관성이 있는지 검토하는 것.

제안 방법

• 티코-2 목록을 이용해 북천구극방향으로 빨간 클럽 원성 별을 선별하고, 오베르바르 드 오크스프로방스의 ELODIE 스펙트로그래프를 사용해 고해상도 스펙트럼을 확보하였다.
• 스펙트럼 데이터를 히파르코스 천체측위 데이터와 융합하여 각 별의 거리, 경사도 속도, 철함량([Fe/H])을 결정하였다.
• 이 별들의 수직 위상공간 분포를 사용하여 수직 중력 포텐셜을 모델링하고 표면 질량 밀도를 유추하였다.
• 일파라미터 모델(구형 어둠의 환형)과 이파라미터 모델(평탄한 어둠의 환형)을 적용하여 체계적 불확도를 평가하였다.
• 전체 국지 체적 질량 밀도(0.10 M⊙ pc⁻³)와 별 및 가스의 알려진 기여를 통합하여 일관성 여부를 테스트하였다.
• 유도된 수직 힘 법칙을 사용하여 태양의 은하 평면을 통과하는 진동의 반주기를 계산하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 빨간 클럽 원성을 기반으로, 평면으로부터 1.1 kpc 이내에서 은하수 디스크의 표면 질량 밀도는 얼마인가요?
• RQ2 어둠의 환형에 대한 가정(구형 대 비대칭 평탄한 형태)이 유도된 표면 질량 밀도와 그 불확도에 어떤 영향을 미치나요?
• RQ3 은하수 디스크 평면 내에서 어두운 물질 기여가 유의미하게 존재하는가에 대한 증거가 있나요?
• RQ4 유도된 태양의 은하 평면 통과 진동 주기는 지구 표면의 주기적 천체충돌 크레이터와 연관될 수 있나요?
• RQ5 일파라미터 모델과 이파라미터 모델 간의 표면 질량 밀도 추정치의 불확도는 어떻게 비교되나요?

주요 결과

• 일파라미터 모델은 평면으로부터 1.1 kpc 이내에서 표면 질량 밀도를 64 ± 5 M⊙ pc⁻²로 도출하지만, 이는 진정한 불확도를 과소평가한다.
• 평탄한 어둠의 환형을 允허하는 이파라미터 모델을 사용할 경우, 1.1 kpc 이내에서 표면 질량 밀도는 57–79 M⊙ pc⁻²로 제약되며, 800 pc 이내에서는 57–66 M⊙ pc⁻²로 제약된다.
• 유도된 표면 질량 밀도는 가시물질(53 M⊙ pc⁻²)과 구형 어둠의 환형 기여(15 M⊙ pc⁻²)의 합과 일치한다.
• 어둠의 환형의 평탄도 요소가 약 2–3 이상인 것은 데이터로 인해 배제되며, 이는 어둠의 환형이 거의 구형인 것으로 나타난다.
• 태양의 은하 평면을 통과하는 진동의 반주기는 42 ± 2 Myr로 측정되었으며, 이는 지구의 충돌 크레이터에서 관측된 33–37 Myr 주기와 일치하지 않는다.
• 전체 국지 체적 질량 밀도(0.10 M⊙ pc⁻³)는 어두운 물질에 대해 단지 0.014 M⊙ pc⁻³만 남기며, 가스 밀도가 과대평가되지 않는 한 어둠의 환형의 평탄도는 최대 약 2배 이하로 제한된다.