[논문 리뷰] Vertical distribution of Galactic disk stars : II. The surface mass density in the Galactic plane

A. Siebert, O. Bienaymé외 1명|ArXiv.org|2002. 11. 14.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 24인용 수 43

한 줄 요약

이 연구는 북천구극방향의 적색클럽 항성과 지역 Hipparcos 유사체를 대상으로 한 고해상도 스펙트로스코피를 이용하여 은하판의 수직 중력포텐셜과 표면질량밀도를 결정한다. 이는 처음으로 판의 질량 스케일 높이를 직접적으로 동역학적으로 측정한 것으로, 390$^{+330}_{-120}$ pc로 산정되었으며, 태양 반경에서 총 표면질량밀도는 67 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$로 산출되어 별과 가스 성분과 일치하며 두꺼운 어둠자기환판의 존재를 배제한다.

ABSTRACT

High resolution spectra data of red clump stars towards the NGP have been obtained with the high resolution spectrograph Elodie at OHP for Tycho-2 selected stars. Combined with Hipparcos local analogues, we determine both the gravitational force law perpendicaular to the Galactic plane, and the total surface mass density and thickness of the Galactic disk. The surface mass density of the Galactic disk within 800 pc derived from this analysis is Sigma(|z|<800pc)=76 Msol.pc-2 and, removing the dark halo contribution, the total disk mass density is Sigma0=67 Msol.pc-2 at solar radius. The thickness of the total disk mass distribution is dynamicaly measured for the first time and is found to be 390pc in relative agreement with the old stellar disk scale height. All dynamical evidences concerning the structure of the disk (its local volume density -i.e. the Oort limit-, its surface density and its thickness) are compatible with our knowledge of the corresponding stellar disk properties.

연구 동기 및 목표

• 별 운동학을 이용하여 은하판의 수직 중력력 법칙과 표면질량밀도를 결정하기.
• 전체 판 질량 분포의 두께를 처음으로 동역학적으로 측정하기.
• 어둠자기환판 기여를 제거한 후 지역 판 표면질량밀도를 제약하기.
• 동역학적 파ameters와 알려진 별판 성질(예: 스케일 높이, 부피밀도) 간의 일관성을 시험하기.
• 원거리 및 지역 별 샘플을 조합하여 Oort 한계 추정치를 향상시켜 'Kz 문제'를 해결하기.

제안 방법

• OHP의 ELODIE 기구를 이용하여 북천구극방향의 적색클럽 거대별에 대한 고해상도 스펙트로스코피를 수행.
• 거리 및 속도 보정을 향상시키기 위해 유사한 색상과 상대광도를 가진 지역 Hipparcos 별 샘플과의 조합.
• Hipparcos 별 라이브러리와의 스펙트럼 비교를 통해 대기 파ameters와 상대광도를 추출하기 위한 TGMET 방법의 사용.
• 거리 불확실성을 고려하기 위해 지역 Hipparcos 하위샘플에 수정된 Lutz-Kelker 편향 보정을 적용.
• 다양한 z 높이에서 다중영역 모델을 사용하여 수직 포텐셜 Φ(z)와 수직력 Kz를 피팅.
• 수직력 법칙과 별 분포 함수로부터 표면질량밀도 Σ와 질량 스케일 높이 D를 유도.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하평면으로부터 800 pc 이내의 은하판 표면질량밀도는 얼마인가?
• RQ2 전체 판 질량 분포의 동역학적 두께는 얼마인가?
• RQ3 유도된 표면질량밀도는 이전 추정치와 알려진 별 및 가스 성분과 어떻게 비교되는가?
• RQ4 200–500 pc 범위에서 수직력 법칙은 단일 지수판 모델과 일치하는가?
• RQ5 관측된 회전곡선은 둥근 어둠자기환판과 동역학적으로 측정된 질량 스케일 높이를 가진 판으로 설명될 수 있는가?

주요 결과

• 평면으로부터 800 pc 이내의 은하판 표면질량밀도는 Σ(|z| < 800 pc) = 76 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$로 산출되었으며, 이는 가시물질 기여와 어둠자기환판 기여를 포함한다.
• 어둠자기환판 기여를 제거한 후의 총 판 표면질량밀도는 태양 반경에서 Σ₀ = 67 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$로 산출된다.
• 판 질량 스케일 높이에 대한 첫 번째 직접적인 동역학적 측정 결과로 D = 390$^{+330}_{-120}$ pc를 얻었으며, 이는 오래된 별판의 스케일 높이와 일치한다.
• 유도된 질량 스케일 높이는 별 수 계수로부터의 독립적 추정치(예: Chen et al. 2001, Ojha et al. 1996)와도 호환되며, 200–500 pc 범위에서 350 pc 지수판 모델을 지지한다.
• 지역 부피질량밀도와 표면질량밀도는 현재 알려진 별 및 가스 성분과 일치하며, 둥근 어둠자기환판이 있는 평탄한 회전곡선 설명을 뒷받침한다.
• Σ₀의 1-σ 상한선은 114 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$이며, 이는 최대판 한계(~100 M$_{\odot}$ pc$^{-2}$) 이하로, 두꺼운 어둠자기물질판의 존재를 배제한다.