[论文解读] The distribution of nearby stars in phase space mapped by Hipparcos: I. The potential well and local dynamical mass

M. Crézé, E. Chereul+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 3, 1997

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用 26

一句话总结

利用依巴谷星历表数据，本研究绘制了邻近A-F型恒星的相空间分布，以推导本地银河势阱和动力学质量密度。研究发现本地动力学质量密度为 $\rho_0 = 0.076 \pm 0.015~{}M_\odot~{}\mathrm{pc}^{-3}$，该结果与已知的重子物质一致，排除了显著的盘状暗物质组分的存在。

ABSTRACT

Hipparcos data provide the first, volume limited and absolute magnitude limited homogeneous tracer of stellar density and velocity distributions in the solar neighbourhood. The density of A-type stars more luminous than $M_v=2.5$ can be accurately mapped within a sphere of 125 pc radius, while proper motions in galactic latitude provide the vertical velocity distribution near the galactic plane. The potential well across the galactic plane is traced practically hypothesis-free and model-free. The local dynamical density comes out as $ρ_{0}=0.076 \pm0.015~M_{\sun}~{pc}^{-3}$ a value well below all previous determinations leaving no room for any disk shaped component of dark matter.

研究动机与目标

• 通过一种无模型、无假设的方法，确定银河系平面内的本地银河势阱。
• 从邻近恒星的垂直速度分布和密度分布中测量本地动力学质量密度 ($\rho_0$)。
• 检验所推导出的 $\rho_0$ 与已知重子物质的相容性，并评估暗物质组分的必要性。
• 评估是否可以在观测到的动力学约束范围内容纳一个盘状暗物质组分。
• 在新的动力学密度估计基础上，评估恒星盘和晕的结构参数。

提出的方法

• 利用依巴谷星历表数据，选取距离125 pc以内、绝对星等限制（$M_V \leq 2.5$）的恒星，以确保完整且体积受限的采样。
• 应用积分方程（1），将垂直密度 $\nu(z)$ 与垂直速度分布 $f(w_0)$ 联系起来，以重建势能 $\phi(z)$，而无需假设特定函数形式。
• 利用泊松方程（2）从重建势能的二阶导数中推导出本地质量密度 $\rho_0 = \frac{1}{4\pi G} \frac{d^2\phi}{dz^2}$。
• 构建一个银河系质量模型，包含一个恒星盘（标长2.5 kpc，标高323 pc）、厚盘（3.5 kpc，656 pc）和一个米亚莫托球状晕，以拟合旋转曲线。
• 将推导出的 $\rho_0$ 与观测到的恒星和星际物质的质量密度（分别为0.043 $M_\odot$ pc⁻³ 和 0.04 $M_\odot$ pc⁻³）进行比较，以评估其一致性。
• 在观测到的 $\rho_0$ 约束下，通过改变晕的标高和质量分布，测试更平坦暗物质分布的可行性。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于依巴谷星历表数据，不依赖模型假设，直接推断出的银河系平面势阱形状是什么？
• RQ2 从A-F型恒星的垂直速度和密度分布中推导出的本地动力学质量密度 $\rho_0$ 是多少？
• RQ3 推导出的 $\rho_0$ 是否与已知的恒星和星际物质质量密度一致？
• RQ4 是否可以在观测到的 $\rho_0$ 约束范围内容纳一个盘状暗物质组分？
• RQ5 对于暗物质晕的结构，特别是其扁平度和本地密度，这一新动力学密度估计意味着什么？

主要发现

• 基于依巴谷星历表数据进行的无模型、无假设重建表明，银河系平面的势阱比以往假设的更浅。
• 本地动力学质量密度被测量为 $\rho_0 = 0.076 \pm 0.015~{}M_\odot~{}\mathrm{pc}^{-3}$，显著低于早期估计值。
• 该数值与恒星（$0.043~{}M_\odot~{}\mathrm{pc}^{-3}$）和星际物质（$0.04~{}M_\odot~{}\mathrm{pc}^{-3}$）的质量密度之和完全一致，为额外的盘状暗物质组分留出的空间极小。
• 为保持与观测到的 $\rho_0$ 一致，必须存在一个球形或近乎球形的暗物质晕，其本地密度约为 $\sim 0.008~{}M_\odot~{}\mathrm{pc}^{-3}$。
• 恒星盘不可能是最大盘；即使在极端假设下，其质量贡献也小于在 $R_0 = 8.5$ kpc 处由旋转曲线所暗示质量的一半。
• 任何试图使暗物质分布变平的尝试都会导致本地晕密度超出允许范围，因此扁平的、盘状的暗物质组分与数据不相容。