[논문 리뷰] Confronting LambdaCDM with the optical observations of elliptical galaxies: II. Weighing the dark matter component

G. A. Mamon, Ewa L. Łokas|arXiv (Cornell University)|2004. 05. 25.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena인용 수 1

한 줄 요약

이 논문은 타원은하에서 어둠성 물질(DM)의 함량을 4성분 모델(은하수, DM, 난방된 기체, 블랙홀)과 속도 분산(VD) 데이터에 대한 제인 분석을 사용하여 조사한다. 심지어 LCDM 시뮬레이션에서 유도된 현실적인 DM 프로파일과 경사각 방향성 비대칭성 조건이 존재하더라도, 비탈리 반경 내에서 추론된 질량-광도 비율은 예측된 것보다 유의미하게 높게 유지되며, 이는 낮은 행 星 난방 성운 VD를 부분적으로 설명하지만, 관측치와의 괴리 문제를 완전히 해결하지 못한다.

ABSTRACT

Elliptical galaxies are modelled with a a 4-component model: Sersic stars, LCDM dark matter (DM), hot gas and central black hole. DM is negligible in the inner regions, which are dominated by stars and the central black hole. This prevents any kinematical estimate (using a Jeans analysis) of the inner slope of the DM density profile. The gas fraction rises, but the baryon fraction decreases with radius, at least out to 10 effective radii (R_e). Even with line-of-sight velocity dispersion (VD) measurements at 4 to 6 R_e with 20 km/s accuracy and perfectly known velocity anisotropy, the total mass within the virial radius (r_v) is uncertain by a factor over 3. The DM distributions found in LCDM simulations are consistent with the stellar VD profiles, but appear inconsistent with the low VDs measured by Romanowsky et al. (2003) of planetary nebulae between 2 and 5 R_e, which imply such low M/Ls that the baryon fraction within r_v must be greater than the universal value. Replacing the NFW DM model by the new model of Navarro et al. (2004) decreases slightly the VD at a given radius. So, given the observed VD measured at 5 R_e, the inferred M/L within r_v is 40% larger than predicted with the NFW model. Folding in the slight (strong) radial anisotropy found in LCDM (merger) simulations, which is well modelled (much better than with the Osipkov-Merritt formula) with beta(r) = 1/2 r/(r+a), the inferred M/L within r_v is another 1.6 (2.4) times higher than for the isotropic NFW model. Thus, the DM model and radial anisotropy can partly explain the low PN VDs, but not in full. In an appendix, single integral expressions are derived for the VDs in terms of the tracer density and total mass profiles, for 3 anisotropic models: radial, Osipkov-Merritt, and the model above, for general radial profiles of luminosity density and mass.

연구 동기 및 목표

• 타원은하에서 관측된 낮은 선형 방향 속도 분산을 보이는 행성 난방 성운의 경우, 표준 LCDM 어둠성 물질 프로파일과 속도 비대칭성이 관측치를 설명할 수 있는지 평가하기 위해.
• 비탈리 반경 내에서 질량-광도 비율 추정치에 대해 경사각 비대칭성과 업데이트된 DM 프로파일(예: Navarro et al. 2004)의 영향을 평가하기 위해.
• 운동학적 데이터로부터 유도된 비탈리 반경 내의 간성 비율이 보편적 값과 일치하는지 평가하기 위해.
• 다양한 비대칭성 모델에 기반한 속도 분산에 대한 분석식을 개발하고 적용하여 타원은하의 질량 모델링 정확도를 향상시키기 위해.

제안 방법

• Sersic 은하수, LCDM 어둠성 물질, 난방된 기체, 중심 블랙홀을 포함한 4성분 역학 모델을 사용한다.
• 관측된 속도 분산 데이터(4–6배 효율 반경)를 기반으로 제인 분석을 적용하여 질량 프로파일을 추론한다.
• LCDM 및 융합 시뮬레이션 결과와 더 잘 일치하는 경사각 비대칭성 모델 beta(r) = 1/2 r/(r+a)를 사용하며, 이는 Osipkov-Merritt 공식보다 더 우수하다.
• NFW DM 프로파일과 Navarro et al. (2004)의 업데이트된 DM 모델의 예측치를 관측된 속도 분산과 비교한다.
• 세 가지 비대칭성 모델(경사각, Osipkov-Merritt, 새로운 beta(r) 모델)에 대해 추적자 밀도와 총 질량 프로파일에 기반한 속도 분산에 대한 단일 적분 표현식을 유도한다.
• 관측 불확실성, 즉 VD 측정의 정확도 20 km/s 및 속도 비대칭성에 대한 가정을 포함한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 NFW 어둠성 물질 프로파일과 등방성 속도 분산은 Romanowsky et al. (2003)가 관측한 낮은 행성 난방 성운 속도 분산을 설명할 수 있는가?
• RQ2 NFW 프로파일을 Navarro et al. (2004) 모델로 대체할 경우 예측된 속도 분산과 추론된 질량-광도 비율은 어떻게 변화하는가?
• RQ3 LCDM 시뮬레이션에서의 경사각 비대칭성은 관측된 낮은 속도 분산을 어느 정도 설명할 수 있는가?
• RQ4 Osipkov-Merritt 모델 대비 더 현실적인 비대칭성 프로파일(beta(r) = 1/2 r/(r+a))을 사용할 경우 질량 추론에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 관측된 운동학적 데이터를 바탕으로 비탈리 반경 내에서 추론된 간성 비율은 보편적 값과 일치하는가?

주요 결과

• NFW 어둠성 물질 프로파일만으로는 2–5 R_e 범위에서 관측된 낮은 속도 분산을 충분히 설명할 수 없다.
• NFW 프로파일을 Navarro et al. (2004) 모델로 대체하면 동일한 관측된 속도 분산 조건에서 비탈리 반경 내에서 추론된 질량-광도 비율이 40% 증가한다.
• LCDM 시뮬레이션에서 유도된 경사각 비대칭성을 포함하면, 등방성 NFW 모델 대비 추론된 질량-광도 비율이 경사각 비대칭성이 약간 있을 경우 1.6배, 강한 비대칭성일 경우 2.4배 증가한다.
• 더 나은 DM 프로파일과 비대칭성 모델을 적용한 후에도 추론된 질량-광도 비율은 표준 LCDM 예측보다 유의미하게 높게 유지되며, 이는 괴리 문제의 부분적이고도 완전하지 않은 해결을 의미한다.
• 다양한 비대칭성 모델에 기반한 속도 분산에 대한 유도된 단일 적분 표현식은 타원은하의 역학 모델링 정확도를 향상시키는 더 정확하고 일반적인 프레임워크를 제공한다.