椭圆星系的运动学与动力学建模
摘要
本文提出椭圆星系（Es）的运动学与动力学建模要点。在投影时，NFW 模型类似于 Sersic 模型，但形状范围非常窄（m=3±1）。Es 的总密度轮廓不能为 NFW 类型，因为预测的局部 M/L 值和有效半径内的孔径速度分散均远低于观测值。因此，恒星必须在 Re 数倍的距离内占主导地位。对 Sersic+NFW（恒星+暗物质[DM]）Es 的总密度轮廓拟合 NFW 模型会得到非常高的浓度参数，这与 X 射线观测者所发现的一致。在假设各向同性 NFW DM 模型的运动学建模中，对 virial 半径处的 M/L 低估 1.6-2.4 倍，因为无损耗 LCDM halo 的密度轮廓略有不同且略呈径向各向异性。在 DM halo 中作为螺旋星系残留物的 Es 的 N-body+气体模拟中，气体丰富的初始螺旋星系会导致 DM 密度轮廓更陡。Hansen & Moore (2006) 在 DM 和气体之间各向异性与密度斜率关系的经验公式在气体和 DM 上不成立，但恒星遵循类似关系，且在给定密度斜率下各向异性稍弱于径向。使用 kurtosis (h_4) 推断 Es 的各向异性是危险的，因为 h_4 也对小水平旋转敏感。静止 Jeans 方程可准确给出 8 Re 处的质量。罗马诺斯基等人 (2003) 的建模显示 Es 中 DM 缺乏，而 Dekel 等人 (2005) 的模拟与 Es 的光谱观测吻合，这在很大程度上是由于径向各向异性以及面向面观察的扁率椭圆星系所致。然而，罗马诺斯基等人的一组 15 个轨道模型解中有一个解，其 DM 数量和浓度参数与 LCDM 预测一致。
引用
@article{arxiv.astro-ph/0601345,
title = {Kinematical and Dynamical Modeling of Elliptical Galaxies},
author = {G. A. Mamon and E. Lokas and A. Dekel and F. Stoehr and T. J. Cox},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/0601345},
year = {2009}
}
备注
Invited talk, 21st IAP meeting, Mass Profiles and Shapes of Cosmological Structures, ed. G. A. Mamon, F. Combes, C. Deffayet & B. Fort (Paris: EDP). 10 pages, 7 figures (8 plots)