[論文レビュー] Gaia DR2 Proper Motions of Dwarf Galaxies within 420 kpc: Orbits, Milky Way Mass, Tidal Influences, Planar Alignments, and Group Infall

T. K. Fritz, G. Battaglia+6 more|arXiv (Cornell University)|May 2, 2018

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 130被引用数 95

ひとこと要約

この研究は Gaia DR2 と分光学的所属を用いて、39 の Milky Way 矮小衛星銀河の系固有運動を導出し、2 つの Milky Way ハロ質量モデルで 3D 速度と軌道を算出し、MW 質量、潮汐効果、平面配置、およびグループ落下の可能性について議論する。

ABSTRACT

A proper understanding of the Milky Way (MW) dwarf galaxies in a cosmological context requires knowledge of their 3D velocities and orbits. However, proper motion (PM) measurements have generally been of limited accuracy and available only for more massive dwarfs. We therefore present a new study of the kinematics of the MW dwarf galaxies. We use the Gaia DR2 for those dwarfs that have been spectroscopically observed in the literature. We derive systemic PMs for 39 galaxies and galaxy candidates out to 420 kpc, and generally find good consistency for the subset with measurements available from other studies. We derive the implied Galactocentric velocities, and calculate orbits in canonical MW halo potentials of "low" ($0.8 imes 10^{12} M_\odot$) and "high" mass ($1.6 imes 10^{12} M_\odot$). Comparison of the distributions of orbital apocenters and 3D velocities to the halo virial radius and escape velocity, respectively, suggests that the satellite kinematics are best explained in the high-mass halo. Tuc III, Crater II, and additional candidates have orbital pericenters small enough to imply significant tidal influences. Relevant to the missing satellite problem, the fact that fewer galaxies are observed to be near apocenter than near pericenter implies that there must be a population of distant dwarf galaxies yet to be discovered. Of the 39 dwarfs: 12 have orbital poles that do not align with the MW plane of satellites (given reasonable assumptions about its intrinsic thickness); 10 have insufficient PM accuracy to establish whether they align; and 17 satellites align, of which 11 are co-orbiting and (somewhat surprisingly, in view of prior knowledge) 6 are counter-orbiting. Group infall might have contributed to this, but no definitive association is found for the members of the Crater-Leo group.

研究の動機と目的

• Gaia DR2 と分光データを用いて、MW の多数の矮星銀河の系固有運動を定量化する。
• Derive Galactocentric velocities and orbital properties under different Milky Way halo mass assumptions.
• Assess tidal influences, planar alignment incidence, and potential group infall scenarios for satellites.

提案手法

• 40% の所属確率閾値を用いて分光データで確からしいメンバーを選択する。
• 分光メンバーを Gaia DR2 と照合し、視差と固有運動の整合性を、モデル化された脱出速度と照合して検証する。
• 誤差加重平均固有運動を計算し、総不確かさに系統誤差成分を加える。
• 固有運動を太陽中心座標系へ変換し、次いで銀河中心座標系へ変換する。導出量の不確かさを推定するため、モンテカルロシミュレーション（前方・後方）を実行する。
• galpy を用いて Milky Way のポテンシャル（MWPotential14）で、二つのハロ質量（0.8 and 1.6 × 10^12 Msun）を用いて軌道を積分し、近日点・遠点・離心率などの軌道パラメータを得る。
• 独立測定と比較し、MW 質量、潮汐効果、および欠落衛星問題に対する含意を議論する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Gaia DR2 によって測定され、分光的所属で審査された 420 kpc 以内の MW 矮星銀河の系固有運動とは何か？
• RQ2 異なる MW ハロ質量仮定（低質量 vs 高質量）下で、これら衛星の導出された銀河中心系速度と軌道特性はどうなるか？
• RQ3 軌道分布と極が平面状衛星構造を支持するか、それともより等方的な分布を示すか？
• RQ4 衛星間に有意な潮汐影響や最近のグループ落下の兆候はあるか？
• RQ5 結果は欠落衛星問題や遠方衛星の発見されていない衛星の存在にどう寄与するか？

主な発見

• 系固有運動は 420 kpc 内の 39 個の矮星銀河と候補に対して導出され、古典的な矮星銀河については他の研究と一般的に良好な整合性を示す。
• 高質量 MW ハロのもとでは（1.6 × 10^12 Msun）、衛星の速度分布と近点・遠点分布が銀河への束縛軌道の期待とより良く一致するのに対し、低質量ハロでは一致が劣る。
• Tuc III、Crater II、他の候補衛星は顕著な潮汐影響のための近接近点をもつ。
• 遠点よりも近点付近で衛星が多く観測されるわけではなく、遠方の矮星銀河がまだ発見される必要がある集団が存在する可能性が欠落衛星問題に関連している。
• 39 個の衛星のうち、軌道極が MW 平面の衛星と整列していないものが 12、整列を評価するには PM 精度が不十分なものが 10、整列するものが 17（うち 11 は共軌道、6 は反対軌道）である。
• グループ落下が観測される整列に寄与している可能性があるものの、Crater-Leo メンバーの決定的な関連性は見つからなかった。