Using stellar distance indicators for cosmology

Abstract

은하들을 이용해 우주 모형의 파라미터를 결정하고 개별 은하의 특성을 파악하기 위해서는 은하까지의 정확한 거리를 아는 것이 중요하다. 그 중에서 적색거성가지 최대밝기(tip of the red giant branch) 방법과 표면밝기요동 (surface rightness fluctuation) 방법은 나이 든 항성종족을 이용하는 방법들이며, 이는 모든 은하에 존재하기 때문에 가까운 우주에 있는 은하까지의 거리를 결정하는 데에 유용하다. 본 연구에서는 처녀자리 은하단앞에 위치한 두 왜소 나선은하 NGC 4437과 NGC 4592까지의 거리를 적색거성가지 최대밝기 방법으로 측정하였고, 그 주위에서 찾은 10개의 왜소은하들의 거리를 표면밝기요동 방법으로 측정하였다. 그리고 왜소은하들에 대한 표면밝기요동 측정을 보완하는 연구와 NGC 4437 은하군을 이용한 2가지 주제의 근거리 우주론 연구를 수행하였다. 첫 번째 연구에서는 왜소은하들 (0.2 < (g −i)_0 < 0.8)에 적용 가능한 표면밝기요동 방법과 표면밝기요동의 절대등급을 알아내는 데에 사용되는 절대등급 - 은하 색지수 경험식을 제시한다. 경험식을 구하기 위해서는 다양한 형태의 왜소은하 12개에 대하여 Hyper Suprime-Cam (HSC) 자료를 이용해 표면밝기요동 등급을 측정하였고, 알려진 적색거성가지 최대등급 거리를 이용하였다. 젊은 항성종족에 의한 요동을 제거하기 위해서 g−밴드 임계등급보다 밝은 광원들을 제거하는 방법을 사용하였으며, 5개의 임계등급 (M_g,thres = −3.5, −4.0, −4.5, −5.0, −5.5 등급) 으로 실험해 보았다. 그 결과 제곱평균제곱근(rms) 편차가 M_g,thres = −4.0 등급일 때 0.16 등급으로 가장 작았으며, 절대등급 - 은하 색지수 경험식은 M_i = (−2.65±0.13)+ (1.28±0.24)×(g −i)_0 와 같았다. 이 편차는 기존 연구의 값인 0.26 등급보다 작고, 무거운 은하들에서의 경우인 0.12 등급에 가깝다. 이 경험식은 중원소함량이 작은 단일 항성종족 모형에서의 예측과도 잘 일치한다. 두 번째 연구에서는 국부 은하군과 처녀자리 은하단 사이에 위치한 33개 은하들의 속도와 적색거성가지 최대등급 거리를 이용하여 측정한 허블 상수 값을 제시한다. 근방의 은하들의 속도는 허블 팽창뿐 아니라 처녀자리 은하단의 질량에 의해 은하단 방향으로 유입되는 속도를 갖고 있으며, 이를 허블 상수, 암흑에너지 밀도, 처녀자리 은하단의 질량 및 고유 속도분산의 함수로 나타낼 수 있다. 이 모형을 33개 은하들의 속도와 거리에 적용하여 65.8 ± 3.5(stat) ± 2.4(sys) km s−1 Mpc−1 의 허블 상수 값을 얻었다. 이는 우주배경복사를 이용해 구한 허블 상수 값과 오차 범위 내에서 일치하는 값이다. 세 번째 연구에서는, 우리 은하와 비슷하거나 더 작은 질량을 갖는 은하들의 위성 은하 개수와 은하의 질량 형성 역사와의 관계를 조사한다. 여기에서, 은하군에서 가장 밝은 은하와 두 번째 밝은 은하의 r−밴드 등급 차이 (Δm12)를 질량 형성 역사의 지표로 사용한다. 첫 번째 연구에서 제시한 표면밝기요동의 절대등급 - 은하 색지수 경험식을 이용해 NGC 4437 주위에 있는 위성 은하 후보 10개의 거리를 측정하고, 이 중 5개가 위성 은하임을 밝혔다. 따라서 NGC 4437 은하군에는 r−밴드 절대 등급이 -11등급보다 밝은 은하들이 7개가 있음을 알 수 있었다. 이 정보와 문헌들에 있는 관측된 은하군들에 대한 정보를 활용하여, 중심은하의 항성질량이 일정할 때 Δm12이 작을수록 위성은하 개수가 많음을 보였다. 이러한 경향은 IllustrisTNG50 시뮬레이션에서도 잘 보인다. 시뮬레이션에서 NGC 4437과 같이 Δm12가 작은 은하군의 중심 은하는 더 최근에 헤일로 질량이 형성되었으며 항성-헤일로 질량비가 더 작다. 즉, 우리은하나 그보다 가벼운 은하군의 위성은하 개수에 큰 분산이 있는 것은 관측된 Δm12 의 범위가 넓은 것과 관련이 있고, 은하의 질량 형성 역사가 다양하다는 것을 보여주는 것이다. 따라서 Δm12는 은하의 질량 형성 역사를 보여주는 좋은 지표가 된다.

Knowledge of precise distances to galaxies is crucial, both for constraining cosmological parameters and for obtaining true galaxy properties. Among other methods, the tip of the red giant branch (TRGB) and the surface brightness fluctuation (SBF) techniques use bright and old stellar populations, which are ubiquitous in every nearby galaxy. In this work, we measure TRGB distances to two spiral galaxies in front of the Virgo cluster, NGC 4437 (D = 9.28 ± 0.39 Mpc) and NGC 4592 (D = 9.07 ± 0.27 Mpc), and suggest that they are physically close to each other (0.29 Mpc). In addition, we find ten dwarf satellite candidates near the two galaxies and apply the SBF techniques to confirm their membership. In this thesis, we present the results of three research works, one project improving the application of SBF techniques to dwarf galaxies, and two projects in near-field cosmology. In the first work, we study the use of SBF methods to dwarf galaxies and provide an empirical calibration for the Hyper Suprime-Cam (HSC) gi system, valid in a blue regime, 0.2 < (g −i)_0 < 0.8. We measure SBF magnitudes for 12 nearby dwarf galaxies of various morphological types with archival HSC imaging data, and use their TRGB distances to derive fluctuation - color relations. In order to subtract contributions of fluctuations due to young stellar populations, we use five different g−band magnitude masking thresholds, M_g,thres = −3.5, −4.0, −4.5, −5.0, and −5.5 mag. We find that the rms scatter of the linear fit to the relation is the smallest (rms = 0.16 mag) in the case of M_g,thres = −4.0 mag, M_i = (−2.65 ± 0.13) + (1.28 ± 0.24) × (g − i)_0. This scatter is much smaller than those in the previous studies (rms=0.26 mag), and is closer to the value for bright red galaxies (rms=0.12 mag). This calibration is consistent with predictions from metal-poor simple stellar population models. In the second work, we present a new determination of H0 using velocities and TRGB distances to 33 galaxies located between the Local Group and the Virgo cluster. We use a model of the infall pattern of the local Hubble flow modified by the Virgo mass, which is given as a function of the cosmological constants (H0, Ω_Λ), the radius of the zero-velocity surface R0, and the intrinsic velocity dispersion, σv. Fitting velocities and TRGB distances of 33 galaxies to the model, we obtain H0 = 65.8 ± 3.5(stat) ± 2.4(sys) km s−1 Mpc−1 and R0 = 6.76 ± 0.35 Mpc. Our local H0 is consistent with the global H0 determined from CMB radiation, showing no tension. In the third work, given that there is a large scatter in the satellite number of Milky Way-like galaxies, we study the correlation between the satellite number and galaxy group assembly history. Here, we use a r−band magnitude gap (Δm12) between the first and the second brightest galaxies as an indicator. Using the SBF methods and the calibration described in the first work, we confirm five of the dwarf satellite candidates as members of the NGC 4437 group, resulting in a total of seven members. Combining this with other groups in the literature, we find a stratification of the number of satellites by Δm12 for given host stellar mass. The number of satellites for given host stellar mass decreases as Δm12 increases. The same trends are found from simulated galaxy groups in IllustrisTNG50 cosmological simulations. From these simulated galaxy groups we find also that the host galaxies in the groups with a smaller Δm12 (like NGC 4437) have assembled their halo mass more recently than those in the larger gap groups (like M94) and that their stellar-to-halo mass ratios (SHMRs) increase as Δm12 increases. These results show that the large scatter in the number of satellites is consistent with a large range of Δm12 indicating diverse group assembly histories. Thus Δm12 is an efficient indicator to trace galaxy group assembly history.