Non-Spherical Mass Models for Dwarf

Satellites

東北大学大学院理学研究科天文学専攻　修士２年　　林　航平

第 41回天文・天体物理若手夏の学校@愛知県西浦温泉ホテルたつきFornax dSph(ESO/Digitized Sky Survey 2)

1. Introduction1-1 冷たい暗黒物質 (CDM) のサブハロー構造

(Springel et al.2008)

CDM 理論に基づく高分解能の N-body simulation によって、 MW-size のハロー内に無数の小さな構造 (subhalo) が存在することが分かっている。

1. Introduction1-2 CDM 理論とカスプ問題

(Navarro et al.2004)

CDM 理論に基づく構造形成シミュレーションでのダークハロー中心部の密度分布。冪指数が -1 〜 -1.5 の間にあり、カスプ構造であると予測されている。しかし、矮小銀河等の観測ではコア構造を示唆している。

1. Introduction1-3 CDM サブハローの形状

(Kuhlen et al.2007)

CDM サブハローは MW-size のハローと同様に (Jing&Suto 2002,Hayashi+2007) 、３軸非対称であると予測されている。また、この結果は CDM の階層的進化の影響を強く反映している。

サブハローの形状を明らかにすれば、 CDM 理論と銀河の形成と進化に重要な制限を与えることが出来る！

1. Introduction1-4 CDM サブハローの観測的制限 ダークマターが支配的な矮小銀河の星の速度分散分布を用いて、サブハローに制限を与える。 先行研究のほとんどが (Walker+2009,Strigari+2010 など ) 、恒星系やハローの分布を球対称と仮定した、簡単なモデルのみを用いている。

ハローの形状に対する制限を与えるには非球対称分布モデルの構築が必須である

本研究の目的 非球対称な質量分布モデルを構築し、矮小銀河の視線速度分散分布を用いて解析することで、「ダークハローの形」について制限を与える。 このモデルにおいて、カスプ問題についてどの程度制限を与えることが出来るのか議論する。

2. Model2-1-1 軸対称分布とジーンズ方程式恒星系の数密度とハローの密度を以下の様に仮定する 恒星系 (Plummer model)

ダークハロー

q : 恒星系の軸比

Q : ダークハローの軸比α = - 1 , δ = - 1 ； NFW モデルα = 0 , δ = - 1 . 5 ； CORE モデル

密度分布：面密度：

i : 銀河の inclination

2. Model2-2-1 モデルの振る舞い (NFW, i=90°)

視線速度

分散

Major axis (half right radius で規格化 )

恒星系の軸比 q は速度分散プロファイルの形を、ダークハローの軸比 Q は中心部での勾配を決定している。

2. Model2-2-2 モデルの振る舞い (NFW, i=90°)

視線速度

分散

恒星系の軸比 q とダークハローの軸比 Q は、中心部での勾配を決定している。Minor axis (half right radius で規格化 )

2. Model2-2-3 モデルの振る舞い (NFW vs CORE, i=90°)

視線速度

分散

Major axis

NFW CORE

3. Data3-1 今回用いる天体データは以下の６つの矮小銀河

視線速度データはCarina, Fornax, Sculptor, Sextans Walker+2009⇒LeoI Mateo+2008⇒Draco Kleyna+2002⇒を用いた

b*

3. Data3-2 各矮小銀河の視線速度分散分布

Carina

Fornax

Sculptor

Sextans

Draco

LeoI

Major axisとMinor axisそれぞれの振る舞いが、CDMハローの形、カスプ問題に重要な制限を与える

4. Result

major axis

q=0.67

q=0.7

q=0.68

4-1 Major axis におけるダークハローへの制限

σmin σb*

σb*/σmin の指標を用いてダークハローの軸比 Q について考察する

σb*/σmin ≥ 1σb*/σmin > 1

4. Result4-1 Major axis におけるダークハローへの制限右下図は σb*/σmin と Q−bhalo の関係。この比が１近くになるには、Q が１より小さい必要がある。

直感的に Q≠1 であり、ダークハローは球対称ではないことがわかる。

Q

bhalo /b

*

contour: σb*/σmin

4. Result4-2 Minor axis におけるダークハローへの制限

NFW

CORE

minor axis

4. Result4-2 Minor axis におけるダークハローへの制限観測結果から、 minor axis のプロファイルが全体的に一定または正の傾きを持っている。この振る舞いは、 NFW プロファイルでは説明しにくい。

ダークハローの密度プロファイルはコア状であることを示唆している。

4. Result定量的 (χ2 検定 ) にも、確かめられている。

5. Conclusion• ハローの形状は球対称ではない。そしてそれは観測結果を再現するのに重要な物理量であることがわかった。⇒ これまで行われてきた、球対称での解析ではダークハローに対する正確な理解を与えるとは言えない。• 我々が構築した軸対称モデルでは、ダークハローの密度分布がコアであることを示唆している。

6. Future work• ダークハローの軸比が何に依存しているのか。• Q 、 bhalo 、 ρ0 が星質量との相関があるのか。

CDM 理論と階層的合体に基づく銀河の形成と進化過程に対して重要な制限を与える事が出来る※「全天体形成」Workshop、秋季年会で詳しく発表します。

END