[论文解读] Early galaxy evolution from deep wide field star counts. I. The spheroid density law and mass function

A. C. Robin, C. Reylé+1 more|arXiv (Cornell University)|Apr 7, 2000

Astronomy and Astrophysical Research被引用 3

一句话总结

本研究利用高和中银纬的深空广角星等计数，约束星系晕的密度律与初始质量函数（IMF），发现其具有中等扁平化（c/a = 0.76）的幂律密度分布，指数为2.44，恒星初始质量函数斜率为1.9 ± 0.2。结果表明，星系晕的质量分布与由恒星残骸构成的重子暗物质晕相容，支持可见物质与暗物质组分具有共同的动力学起源。

ABSTRACT

As part of a global analysis of deep star counts to constrain scenarii of galaxy formation and evolution, we investigate possible links between the galactic spheroid and the dark matter halo. A wide set of deep star counts at high and intermediate galactic latitudes is used to determine the large scale density law of the spheroid. Assuming a power density law, the exponent, flattening, local density and IMF slope of this population are estimated. The estimation is checked for robustness against contamination of star counts by the thick disc population. Contamination effects are derived from a model of population synthesis under a broad variety of thick disc parameters. The parameter fit is based on a maximum likelihood criterion. The best fit spheroid density law has a flattening of 0.76, a power index of 2.44. There is a significant degeneracy between these two parameters. The data are also compatible with a slightly less flattened spheroid (c/a = 0.85), in combination with a larger power index (2.75). A flatter spheroid (c/a = 0.6) with a power index of 2 is not excluded either. We also constrain the spheroid IMF slope αto be 1.9 +/- 0.2, leading to a local density of 1.64 10$^{-4}$ stars pc$^{-3}$ and a mass density of 4.15 10$^{-5}$ \Msun pc$^{-3}$. With this slope the expected mass density of brown dwarfs in the halo makes a negligible part of the dark matter halo, as already estimated from microlensing surveys. So, as star count data progresses in depth and extent, the picture of the spheroid star population that comes out points to a shape quite compatible with what we know about the distribution of baryonic dark matter if it is made of stellar remnants, suggesting a common dynamical origin.

研究动机与目标

• 利用深空广角星等计数，确定银河晕的大尺度密度律。
• 通过最大似然拟合，估计星系晕的局部密度、幂律指数、扁平度及IMF斜率。
• 评估结果对厚盘星族污染的鲁棒性。
• 评估星系晕的质量分布与暗物质晕的相容性，特别是基于微引力透镜与旋转曲线的推断。
• 检验星系晕的性质是否支持其与以恒星残骸形式存在的重子暗物质具有共同的动力学起源。

提出的方法

• 使用修订版的Besançon星族合成模型，在包含测光系统、误差与选择效应的现实观测条件下，模拟星等计数。
• 该模型包含四个银河系组分：薄盘、厚盘、晕（星系晕）与核球，各组分参数可调。
• 采用最大似然准则，对多个高和中银纬场的观测星等计数进行拟合。
• 通过改变厚盘参数（如局部密度、标高、IMF斜率）的合成模型，量化厚盘污染，包括极端情况以检验结果的稳健性。
• 通过比较观测的颜色-星等分布与模型预测，分离出星系晕的贡献，特别是在暗星等处的蓝色峰值。
• 通过测试厚盘密度与标高高于标准值的模型，评估星系晕参数与厚盘污染之间的退化问题。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于深空广角星等计数，星系晕密度分布的真实幂律指数与扁平度为何？
• RQ2 厚盘星族在星等计数蓝色峰值中的污染程度如何？其对星系晕参数估计有何影响？
• RQ3 星系晕的初始质量函数（IMF）斜率为何？其对局部恒星密度与质量密度有何含义？
• RQ4 星系晕的质量分布是否与暗物质晕相容，特别是基于微引力透镜调查与旋转曲线的推断？
• RQ5 星系晕的性质能否与由恒星残骸（如白矮星与棕矮星）构成的重子暗物质组分相协调？

主要发现

• 最佳拟合星系晕密度律的幂律指数为2.44，扁平度（c/a）为0.76，表明其为中等扁平化、延伸分布。
• 扁平度与幂律指数之间存在显著退化，其他可能解包括c/a = 0.85与指数2.75，或c/a = 0.6与指数2.0，均在2σ置信区间内。
• 星系晕IMF斜率被约束为α = 1.9 ± 0.2，对应局部恒星密度为1.64 × 10⁻⁴颗/立方秒差距。
• 星系晕的质量密度为4.15 × 10⁻⁵ M☉ pc⁻³，棕矮星对暗物质晕的贡献可忽略不计。
• 星系晕的质量分布与由恒星残骸构成的重子暗物质晕相容，支持其与观测到的暗物质晕具有共同的动力学起源。
• 在标准模型假设下，厚盘污染较小；若高估厚盘参数，反而会进一步强化星系晕扁平且幂律指数较低的结论。