M 31 中的可见物质与暗物质 - II. 动力学模型与暗物质密度分布

在本文中，我们推导了一个观测良好的邻近盘星系——仙女座星系 (Andromeda galaxy) 中的暗物质 (DM) 密度分布。利用本研究第一部分 (Tamm, Tempel & Tenjes 2007 (arXiv:0707.4375)，以下简称论文 I) 中构建的光度和化学演化模型，我们可以计算可见组分（核球、盘、恒星晕、外部弥散恒星晕）的质量分布。在动力学模型中，我们假设三轴速度弥散椭球，计算了沿星系长轴的恒星旋转速度以及沿长轴、短轴和中间轴的速度弥散。通过将计算值与收集的观测数据进行比较，我们确定了必须添加的暗物质量，以使其与观测到的旋转和弥散数据相符。我们得出结论，在不确定度范围内，Moore、Burkert、Navarro、Frenk & White (NFW) 以及 Einasto 的暗物质分布模型在几乎所有距离上都与观测相符。NFW 和 Einasto 密度分布与观测的拟合最佳。采用 NFW 暗物质分布时，M 31 的总质量为$1.19\times10^{12} M_\odot$，暗物质质量与可见质量之比为 10.0。对于 Einasto 暗物质分布，这些值分别为$1.28\times10^{12} M_\odot$和 10.8。在 Holmberg 半径内，NFW 和 Einasto 分布的暗物质质量与可见质量之比均为 1.75。对于不同的尖峰暗物质分布，维里质量范围为$6.9$-$7.9\times10^{11} M_\odot$，维里半径约为 150 kpc。对于尖峰模型，10 pc 内的暗物质平均密度在 NFW 和 Einasto 轮廓下分别为 33 和 16 $M_\odot \text{pc}^{-3}$。对于具有核的 Burkert 轮廓，该值为 0.06 $M_\odot \text{pc}^{-3}$。