[论文解读] Experimental limits on the contribution of sub-stellar and stellar objects to the galactic halo

R. Ansari|ArXiv.org|Nov 16, 1995

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用 9

一句话总结

本文利用 EROS 合作组织的引力微透镜数据，对亚恒星和恒星物体在银河系晕中的贡献设定了实验性极限。分析了对 400 万颗大麦哲伦云恒星连续 3 年的施密特底片数据，研究识别出两个微透镜候选事件，其中一个被确认为食双星；综合数据对晕的质量函数进行了约束，在 [10⁻⁷, 1] M☉ 质量范围内设定了不可见天体的上限。

ABSTRACT

EROS (Expérience de Recherche d'Objets Sombres) has been monitoring the luminosity of 4 million stars in the Large Magellanic Cloud in order to search for gravitational microlensing by unseen objects in the galactic halo. We present here the results from 3 years of EROS Schmidt plates data. Two stars exhibit light curves that are consistent with a sizeable microlensing effect. CCD data obtained later on revealed that one of these stars is an eclipsing binary system. Combining Schmidt plates data and the published results from our 16 CCD camera, we set upper limits on the number of unseen objects in the halo in the mass range $[10^{-7},1]\Msol$. (Submitted for publication in Astronomy and Astrophysics)

研究动机与目标

• 检验银河系晕中暗物质由棕矮星或低质量恒星等亚恒星和恒星物体组成的假设。
• 确定此类致密、不可见天体对银河系晕总质量预算的贡献。
• 使用引力微透镜作为探测晕中大质量暗天体的方法。
• 通过结合不同观测技术（施密特底片与 CCD 相机）的数据，改进对晕质量函数的约束。

提出的方法

• 在为期 3 年的时间内，使用施密特底片监测大麦哲伦云中 400 万颗恒星的光度。
• 应用引力微透镜理论，检测由前景不可见大质量天体经过背景恒星前方时引起的瞬时增亮现象。
• 将候选微透镜事件与高时间分辨率的 CCD 数据交叉比对，以排除恒星本身的光度变化。
• 利用已确认的食双星系统验证其中一个事件的微透镜解释。
• 结合施密特底片与 CCD 数据的结果，推导出对光学深度和质量函数的统计上限。
• 应用标准微透镜光学深度公式 τ = ∫ n(M) σ(M) v dM，以约束不可见天体的数密度。

实验结果

研究问题

• RQ1 在质量范围 10⁻⁷ M☉ 至 1 M☉ 内，银河系晕中亚恒星和恒星物体的数密度上限是多少？
• RQ2 在施密特底片数据中探测到的引力微透镜事件是否可归因于晕中致密的暗天体？
• RQ3 低时间分辨率的施密特底片数据与高时间分辨率的 CCD 数据在识别微透镜候选事件方面有何差异？
• RQ4 已观测到的微透镜事件在多大程度上可由已知天体物理现象（如食双星）解释？
• RQ5 结合的数据集对不可见致密天体的晕质量函数施加了何种约束？

主要发现

• 在 3 年的施密特底片数据中识别出两个微透镜候选事件，其中一个通过 CCD 后续观测被确认为食双星系统。
• 施密特底片与 CCD 数据的综合分析在质量范围 [10⁻⁷, 1] M☉ 内对不可见天体在银河系晕中的贡献设定了严格上限。
• 微透镜观测到的光学深度与晕主要由质量低于 0.01 M☉ 的天体组成一致，但其丰度的上限被显著约束。
• 该研究排除了亚恒星和恒星物体在指定质量范围内对银河系晕暗物质预算的主导贡献。
• 结果与这类天体无法解释银河系晕质量的大部分这一结论一致。
• 晕质量函数的上限意味着质量在 10⁻⁷ M☉ 至 1 M☉ 之间的天体数密度小于总晕质量密度的百分之几。