Lecture 1

4 downloads 113077 Views 32MB Size Report
History of the problem (incomplete and perhaps biased) ... b. core/cusp problem .... et al.1987. Palunas &. Williams 2000 better use HI, since it goes farther out ...
Dark Matter in Galaxies A. Bosma Observatoire de Marseille (actually LAM / OAMP) ­ History of the problem (incomplete and perhaps biased) ­ Focus on recent problems in the field          a. dark matter in spirals          b. core/cusp problem          c. dark matter in ellipticals                d. galaxy formation  &  the future

Dark Matter on various scales ­ solar neighbourhood ­ galaxy scale (rotation curve studies, etc.) ­ group scale (Local Group ''timing'', etc.) ­ clusters of galaxies ­ large scale structure ­ Universe as a whole historically seemingly unconnected,  but nowadays profound connections

Zwicky 1933 : dunkle Materie

Coma = 7038 ± 1020

If this should prove to be true ...

Colless & Dunn 1996

History by  romantics ...

Coma = 7038 ± 1020

The 18” was installed in 1935; Zwicky published his DM calculation in 1933 

Hubble & Humason 1931

6657 ± 1060 km/s for 23 galaxies,  23 years after 1933 Humason, Mayall & Sandage (1956)

Schwarzschild 1954

Neumann et al. 2003

baryon problem    White et al. 1993  


Coma = 7038 ± 1020

Concordance model :                             Ostriker & Steinhardt 1995

Dark Matter 'proof ' lensing + X­ray gas

Clowe et al. (2006) ApJ 648, L109

Supernovae : dark energy era

Coma = 7038 ± 1020

Dark  energy ????

Coma = 7038 ± 1020

  Mass budget

Fukugita & Peebles 2004

Coma = 7038 ± 1020

Spergel et al. 2003, 2006

Steigman astroph/0511534 Fields/Sarkar astroph/0601514

Zwicky : interesting person

Who the hell are you !? '' ... We are eager therefore to pursue  achievements, which can be closed as a  masterpiece, which can be done alone  and which nobody will question. The  climb of a new mountain or a new  difficult path in the mountains is such  an achievement. ... ''

Zwicky (1971) ''red book'' David Hilbert's admonition ''be brief in all writings'' ''try to present your life's    work in ten minutes''

Knowledge, Methods, Clarity

Logic of scientific discovery (Popper) and/or/versus sociology of research (Kuhn)

Galactic dark matter ? Oort (1932) dynamics 0.092 visible      0.038

Galactic dark matter Holmberg & Flynn 2000

The strong outlyer is Bahcall, yet we were urged to believe him

Discussion in IAU 117

Schwarschild (1954)


Grands instruments : ELT

Group dark matter

NGC 2300 group Mulchaey et al. 1993

It is possible to find ''fossil groups'', thought to be a group merged into an elliptical Ponman et al. (1994, 1996)  Koshroshahi et al. (2004)

Burbidge, Burbidge & Prendergast (1960) long series of papers on rotation curves         hampered by lack of sensitivity, and hence         limited in radial range                                             


Bosma (1978)

Rubin (2003)

WSRT mosaic Braun (2004)

A Matthew    effect ?

Exponential Disk (Freeman 1970)

Expect peak at 2.2 scalelengths, discrepancy is seen out to > 10 ­ 15 scalelengths

“If you start computing,  do not stop thinking...” Rogstad & Shostak (1972) Shostak (1973)

Roberts &  Whitehurst (1975) Newton & Emerson (1977)  redid M31, and confirmed the flat  rotation  curve

Effect of resolution M101

Bosma, Allen &  Goss (1981)

Roberts & Rots (1973)

Disk stability argument                    

                                                      Hohl (1971) 

Even though the stability argument is now disputed, (cf. Athanassoula), the idea of a dark halo slowly gained acceptance 


Dark halo : proposed for spirals also                                                       Ostriker , Peebles & Yahil (1974)     


IC 342


counter Briggs rule

Crosthwaite et al. 2000, 2001

IAU Symp. 69, 341 (1975)

The warp in M33 Rogstad et al. (1976)

Ferguson et al. (2006)

Kalnajs (1983) Athanassoula et al. (1987)

Salucci &  Corbelli 2004 ISO


Flat rotation curves beyond the optical image    Bosma, 1978, 1981a,b

Flat rotation curves beyond the optical image    Bosma 1978, 1981a,b                               also Bosma & Van der Kruit  1979

             Oval distortions vs. warps    Bosma 1991

Warps : kinematical axes stay ⊥ Ovals  : kinematical axes not  ⊥

The last point ...matters

Kalnajs 1983 Kent 1986/7 Athanassoula        et al.1987 Palunas &        Williams 2000

better use HI, since it goes farther out

A Matthew effect ?

      Note that this galaxy is NGC 1365 ...

(Vera Rubin is NOT a radioastronomer)                            Jorsater & Van Moorsel (1996)

A Sicking 1997 Matthew    effect ?

Expect peak at 2.2 scalelengths, discrepancy is seen out to > 10 ­ 15 scalelengths

Aaronson et al. (1983)

Dwarf spheroidal galaxies

Dwarf spheroidal galaxies Wilkinson et al. (2006)

Central densities : higher in dwarfs ??

Kormendy & Freeman 2004 : IAU Symp. 220

Large scale structure

Large scale structure Supercluster ? Virgocentric infall Voids and filaments Redshift surveys of whole sky Great attractor Bulk flows All this gives  Ω  ~ 0.2 ­ 0.3

Bahcall et al. (1995)

Nature of dark matter ? Dark matter seems here to stay, yet little is known about its nature ­ baryonic components :           faint stars in halo           machos           “missing” hot gas or undetectable cold gas ­ weak interacting massive particle           neutrinos cannot cl e tt

Dark Matter in Galaxies The dark matter hypothesis does not sit easy : it is not satisfying to blame everything on “things invisible” hence every now and then there is a “summer of discontent” e.g. MOND, or e.g. dark matter is baryonic after all, or e.g. self interacting dark matter solves the core/cusp problem compare to philosophical problems concerning “society”: ­ “the invisible hand” provided by “market forces” ­ “the solitary walker” in a city relies on “society” for his     security, yet “there is no such thing as society” for some

Modified dynamics (MOND)

modify the acceleration at low levels  Milgrom  1983

Modified dynamics (MOND)

modify the acceleration at low levels  Milgrom  1983

Aguirre et al. (2001) Sanders & McGaugh (2002)

Dark Matter vs. Modified dynamics

Milgrom & Sanders 2006           


NGC 3198

MOND : pb. with  distance?

Bottema et al. 2002

Dark Matter vs. Modified dynamics Aguirre, 2004, in IAU Symp. 220 “dark matter in galaxies”

“proper” formulation of MOND : TeVeS – Bekenstein (2004)

Direct  test for  MOND Note the  value for  a_0 is different than for the nearby  spirals !

Neutrinos as dark matter ?

Tremaine & Gunn (1979)

Galactic dark matter Microlensing towards LMC/SMC :   ­ no evidence for much baryonic DM Microlensing towards bulge :   ­ not much room for NFW­like profile

Tisserand et al. (2006)                 Bissantz & Gerhard (2002)                 Hamadache et al. (2006)

Dark matter is “undetectable” gas ? Bosma (2004)

Hoekstra et al.(2002) Bosma 1978

“DM is gas idea” pursued by Pfenniger & Combes (1994)

NGC 5907 halo or accretion ? Morrison et al. (1994)                 Zheng et al. (1999)                              NGC 4244 Fry et al.  (1999)

Zepf et al. (2000) NICMOS

Found 1 star,  should have seen  many if IMF  normal

NGC 4565 Wu et al. (2002)

Warp could also be  due to accretion ?

Nature of the dark matter ??

Fit to EGRET data de Boer et al. 2005 Bergström et al. 2006

Shape of the dark halo Vcq

Elliptical disks ?

For these 2 galaxies, the faint  outer structure was missed in  the near­IR...

Rix & Zaritsky (1995) FdZ­92 : scatter in the TF­ relation =>   (1­b/a) small

Shape of the dark halo

Sackett et al. 1994

Polar ring A0136­0801 Schweizer et al. (1983) Initially thought to be round; not anymore...

Shape of the dark halo     +0.3 c/a = 0.2                            ­0.1

depends on the gas  velocity dispersion, also  on warp & projection  effects

Merrifield (2004)

Case study : UGC 7321  

Uson & Matthews (2003) Matthews & Wood (2003) Pohlen et al. (2004) 


something wrong with the fit ...

More work on flaring O'Brien, Bosma & Freeman (in progress) 


Axial ratio opt. 16:1 HI      4:1 if image  redshifted to  z = 1, then  only see  knots ?

Chain galaxies at higher z Cowie et al. 1995, Dalcanton & Schectman 1996, Elmegreen et al. 2004a,b

Peak at  T=6 ?

        Chain galaxies fatter by factor ~2 compared to types Sd­Sdm ?

Sagittarius dwarf stream: a round MW halo ? 

Ibata et al. (2001) : round halo ? Now much more data:  Johnston et al. (2005) argue for oblate shape Helmi (2004) argues for prolate shape

Model degeneracy : maximum disk ?

Verheijen (1997)           Athanassoula et al. 1987

Maximum disk in a barred spiral NGC 4123 Weiner et al. (2001)

Maximum disk in a barred spiral


   Spiral arm ­ “wiggles”                When crossing spiral arms, the position­velocity diagram from a long­slit spectrum will  show peculiar velocities. The presence of “wiggles” was taken by some as argument for a “maximum disk”

Buchhorn 1992, cf. Freeman 1991

   Spiral arm ­ “wiggles”               

Kranz, Slyz & Rix (2001, 2003)

Edge­on galaxies Kregel et al. (2005) conclusion differs from previous study

Velocity dispersions Use  locally isothermal disk, then   

The disk scale height is known  statistically for edge­on galaxies,  and        can be measured for  face­on galaxies (Verheijen 2006)

Bell & De Jong 2001

Stellar mass from models  (Kassin et al. 2006)

­ max. disk built in ? ­ IMF universal ? ­ adiabatic contraction ­ in any case, NFW   does not fit data well

Bell & De Jong 2001

Dark Matter in Galaxies A. Bosma Observatoire de Marseille (actually LAM / OAMP) ­ History of the problem (incomplete and perhaps biased) ­ Focus on recent problems in the field          a. dark matter in spirals          b. core/cusp problem          c. dark matter in ellipticals                d. galaxy formation  &  the future