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PDF, English - main document Download (10MB) | Lizenz: Enlighten the dark in the Milky Way with dynamical models by Büdenbender, Alex Frank Werner underlies the terms of Creative Commons Attribution-NonCommercial 3.0 Germany

Abstract

Since the first studies of galactic rotation curves we have seen evidence of a dark mass component in the halos of galaxies we can not observe directly. As the motion of astronomical objects are sensitive to the underlying gravitational potential, we can use dynamical models to infer the distribution of dark matter in galaxies including the Milky Way. An accurate determination of the dark matter density in the solar neighbourhood is therefore important for understanding the nature and distribution of dark matter in the universe. We begin by analysing the coupled motion of G-type dwarf stars in the solar neighbourhood using data from the Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration survey. The coupling is illustrated by the tilt of velocity ellipsoid, which we find to be close to the alignment with the spherical coordinate system and hence pointing to the Galactic centre. We proceed then by introducing a novel axisymmetric Jeans model that accounts for the tilt of the velocity ellipsoid. We apply it to the sample of G-type dwarf stars and make use of a discrete likelihood method to measure the local dark matter density to be 0.013 +- 0.0015 M_sun / pc³ and the baryonic surface density to be 52 +- 3 M_sun pc². If we ignore the coupled motion in the axisymmetric Jeans model, we will underestimate the local dark matter density by at least 33%. We next measure the dark matter distribution in the Galactic halo by applying our axisymmetric Jeans model to K-giants out to a heliocentric distance of 100 kpc. As the halo contains many substructures affecting the velocity distribution of our K-giants, we develop a model that accounts for the variable velocity distribution of the largest of them, the Sagittarius stream. In this way, we are able to robustly estimate the mass profile of the galaxy of M(r<100kpc) = (8.8 +- 0.7) * 10^11 M_sun. At the same time, we estimate the virial mass and the mass concentration of the dark halo to be M_vir = (12.6 +- 1.8) * 10^11 M_sun and c_vir = 15.3 +- 2.3. We conclude that a sensible value for the tilt in dynamical models is as important as the correct characterisation of the tracer density. If we consider our estimated halo mass, we cannot relax the tension on the cosmological small scale problem, in which the number of predicted sub-halos in cosmological simulations differ from the number of observed satellite galaxies of the Milky Way. Furthermore, it is unlikely with a total mass within 200 kpc of (12.5 +- 1.2) * 10^11 M_sun that the distant satellite galaxy Leo I is bound.

Translation of abstract (German)

Seit den ersten Arbeiten über Rotationskurven von Galaxien gab es immer mehr Hinweise auf eine dunkle Materiekomponente in den Halos von Galaxien, die wir auf direktem Weg nicht beobachten können. Wir können allerdings mit Hilfe von dynamischen Modellen auf die Verteilung dieser Dunklen Materie in der Milchstraße sowie in anderen Galaxien schließen, weil die Bewegung astronomischer Objekte von Gravitationspotentialen beeinflusst wird - auch von denen der Dunklen Materie. Darum ist eine genaue Bestimmung der Dichte der Dunklen Materie in unserer Sonnenumgebung essentiell, um mehr über ihre Natur und Verteilung im Universum zu erfahren. Zuerst haben wir die Abhängigkeit der radialen und vertikalen Bahnbewegung anhand von Zwergsternen der Spektralklasse G in der Sonnenumgebung analysiert, wobei wir Daten aus dem "Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration Survey" verwendet haben. Die Abhängigkeit wird durch den Tilt des Geschwindigkeitsellipsoiden veranschaulicht, der nach unseren Ergebnissen fast an dem sphärischen Koordinatensystem ausgerichtet ist bzw. in Richtung Galaxienzentrum zeigt. Anschließend entwickeln wir ein achsensymmetrisches Jeansmodell, das den Tilt des Geschwindigkeitsellipsoiden in der Bahnbewegung der Sterne mitberücksichtigt und wenden es auf die G Zwergsterne an. Mit Hilfe einer diskreten Likelihood Methode gelingt es eine lokale Dunkle Materiedichte von 0.013 +- 0.0015 M_sun / pc³ und die Oberflächendichte der Baryonen (52 +- 3 M_sun pc²) zu bestimmen. Würden wir die Abhängigkeit der Bahnbewegung in den achsensymmetrischen Jeansmodellen ignorieren, würden wir die tatsächliche Dichte der Dunklen Materie um mindestens 33% unterschätzen. Als Nächstes untersuchen wir die Verteilung der Dunklen Materie im galaktischen Halo, indem wir unser achsensymmetrisches Jeansmodell auf Riesen der Spektralklasse K anwenden, die sich auf bis zu 100 kpc vom galaktischen Zentrum entfernt erstrecken. Der Halo enthält viele Substrukturen, wie vom Gravitationspontial der Milchstraße eingefangene und zerrissene Zwerggalaxien, in denen sich auch einige unserer K Riesensterne befinden. Weil diese die Geschwindigkeitsverteilung unseres Samples modifizieren, haben wir ein Modell entwickelt, das die Geschwindigkeitsverteilung der größten Substruktur, dem Sagittarius Stream, berücksichtigt. Damit können wir dann zuverlässig das Massenprofil der Galaxie mit M(r<100kpc) = (8.8 +- 0.7) * 10^11 M_sun bestimmen. Dabei ergibt sich die Virialmasse zu M_vir = (12.6 +- 1.8) * 10^11 M_sun und ein dazugehöriger Massenkonzentrationskoeffizient von c_vir = 15.3 +- 2.3. Aus unserer Arbeit geht hervor, dass ein sinnvoller Wert für den Tilt in dynamischen Modellen genauso wichtig ist wie die richtige Charakterisierung der Dichteverteilung der Tracerobjekte. Desweiteren können wir unter Berücksichtigung der Halomasse die Diskrepanz zwischen der von kosmologischen Simulationen vorhergesagten Anzahl kleinerer Halos und der bisher beobachteten Anzahl, die in den Halo der Milchstraße eingebettet sind, nicht verringern. Außerdem scheint es aufgrund der Masse der Milchstraße von nur (12.5 +- 1.2) * 10^11 M_sun innerhalb von 200 kpc unwahrscheinlich, dass die weit entfernte Satellitengalaxie Leo I an die Milchstraße gebunden ist.