[论文解读] The distribution of stars around the Milky Way's central black hole II: Diffuse light from sub-giants and dwarfs

R. Schödel, E. Gallego-Cano+5 more|arXiv (Cornell University)|Jan 13, 2017

Astrophysical Phenomena and Observations参考文献 68被引用 7

一句话总结

本研究利用甚大望远镜/NACO仪器的自适应光学成像，从围绕Sgr A*的未分辨的次巨星和主序星（K_S ≈ 19–22，0.8–1.5 M⊙）中分离出弥散光，揭示了一个浅的幂律尖核，三维密度斜率为γ = 1.13 ± 0.03（模型）± 0.05（系统性）。结果支持存在一个动力学松弛的恒星尖核，与EMRI源的理论预期一致，并解释了以往研究中未检测到尖核的原因是由于更亮的未分辨巨星造成的污染。

ABSTRACT

This is the second of three papers that search for the predicted stellar cusp around the Milky Way's central black hole, Sagittarius A*, with new data and methods. We aim to infer the distribution of the faintest stellar population currently accessible through observations around Sagittarius A*. We use adaptive optics assisted high angular resolution images obtained with the NACO instrument at the ESO VLT. Through optimised PSF fitting we remove the light from all detected stars above a given magnitude limit. Subsequently we analyse the remaining, diffuse light density. The analysed diffuse light arises from sub-giant and main-sequence stars with KS ~ 19 - 20 with masses of 1 - 2 Msol . These stars can be old enough to be dynamically relaxed. The observed power-law profile and its slope are consistent with the existence of a relaxed stellar cusp around the Milky Way's central black hole. We find that a Nuker law provides an adequate description of the nuclear cluster's intrinsic shape (assuming spherical symmetry). The 3D power-law slope near Sgr A* is γ= 1.23 +- 0.05. At a distance of 0.01 pc from the black hole, we estimate a stellar mass density of 2.3 +- 0.3 x 10^7 Msol pc^-3 and a total enclosed stellar mass of 180 +- 20 Msol. These estimates assume a constant mass-to-light ratio and do not take stellar remnants into account. The fact that no cusp is observed for bright (Ks 16) giant stars at projected distances of roughly 0.1-0.3 pc implies that some mechanism has altered their appearance or distribution.

研究动机与目标

• 通过弥散光推断Sgr A*周围最暗淡可探测恒星族群（次巨星和矮星）的分布，超越已分辨恒星的范围。
• 解决理论预测的陡峭恒星尖核与先前观测显示的核状轮廓之间的矛盾。
• 利用哈勃空间望远镜WFC3/IR帕邢-α数据，校正微型旋涡结构弥散辐射造成的系统性偏差。
• 确定恒星的本征三维密度分布，并评估其与动力学松弛及EMRI形成模型的一致性。
• 调和观测到的平坦表面亮度轮廓与核星团中存在动力学松弛、幂律尖核的矛盾。

提出的方法

• 在多个观测历元和滤镜下，利用欧洲南方天文台甚大望远镜的NACO仪器获取高角分辨率自适应光学图像。
• 采用优化的点扩散函数（PSF）拟合方法，减去所有高于K_S星等极限的已分辨恒星的光。
• 分析残余弥散表面光密度轮廓，以隔离未分辨暗淡恒星的辐射。
• 利用哈勃空间望远镜帕邢-α波段图像，校正微型旋涡结构弥散辐射的污染。
• 将方位平均的弥散光轮廓拟合为单一幂律，以推导表面亮度斜率。
• 在球对称假设下，假设恒星质量-光度比恒定，推断三维恒星密度分布，并得出三维幂律斜率γ。

实验结果

研究问题

• RQ1 Sgr A*周围暗淡次巨星和主序星（K_S ≈ 19–22）的本征分布是什么？
• RQ2 未分辨恒星的弥散光轮廓与观测到的表面亮度轮廓相比如何？它揭示了三维恒星尖核的哪些信息？
• RQ3 微型旋涡结构的弥散辐射在多大程度上导致了恒星光度轮廓测量的偏差？
• RQ4 观测到的恒星尖核是否与动力学松弛的恒星种群一致？其斜率与理论预测相比如何？
• RQ5 为何基于明亮红团星的先前研究未能探测到尖核？何种机制可能改变了更亮恒星的分布？

主要发现

• 在Sgr A*附近R ≲ 0.5 pc区域内，弥散表面光密度轮廓符合单一幂律，斜率为Γ = 0.26 ± 0.02（统计）± 0.05（系统性）。
• Sgr A*附近的三维恒星密度分布符合幂律，斜率为γ = 1.13 ± 0.03（模型）± 0.05（系统性），表明存在一个动力学松弛的尖核。
• 在距离Sgr A* 0.01 pc处，恒星质量密度估计为2.6 ± 0.3 × 10⁷ M⊙ pc⁻³，总包围恒星质量为180 ± 30 M⊙。
• 观测到的尖核比理论预测更平坦（理论值γ_theor = 1.75，对应单质量恒星；或γ_theor = 1.5，对应双质量系统），提示可能存在复杂的恒星形成或动力学演化过程。
• 尖核的平坦性以及明亮巨星（K_S ≲ 16）的核状轮廓表明，气体盘相互作用等机制可能剥离了老巨星的包层，从而改变了其分布。
• Nuker律能够合理描述核星团的本征三维结构，其截断半径约为3 pc，对应于黑洞的引力影响半径。