[論文レビュー] Possibly interacting Vorontsov-Velyaminov galaxies. II. The 6m telescope spectroscopy of VV 080, 131, 499, 523 and 531

S. A. Pustilnik, A. V. Zasov+4 more|ArXiv.org|Jan 5, 2003

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 50被引用数 12

ひとこと要約

本研究では、6 m望遠鏡を用いて5つのヴォロントソフ＝ヴェリャミノフ（VV）銀河（VV 080、131、499、523、531）の長スリット分光観測を行い、イオン化ガスの運動学的性質と元素組成を分析した。弱い相互作用（低質量の伴銀河やグループ環境を伴うもの）が、これらの系における星形成爆発を引き起こしていることが判明した。金属量は太陽値の1/25〜1/2の範囲にあり、Hα線の発光点と関連する大規模なイオン化ガスの噴出（0.1〜2 kpc）が同定された。

ABSTRACT

In continuation of the program formulated in Paper I we present results of long-slit spectroscopy with the Russian 6m telescope of five more objects from the Vorontsov-Velyaminov Atlas and Catalogue of Interacting galaxies. These are the galaxies for which the interaction is not evident, although all of them are classified as multiple systems (usually as ``nests'', ``chains'' and similar systems). The spectrophotometry data enable us to derive for all galaxies abundances of O, and for some of them abundances of N, Ne and S. For two of them chemical abundances are given for the first time. In spectra of three of the studied galaxies [Oiii]4363 line is measured, and T_e and oxygen abundance are derived by the classical method. For the two others, empirical methods are used. For all 5 galaxies, the radial velocity distribution along the slit was obtained in the Ha-line. The studied galaxies represent a rather mixed sample: from very low luminosity irregular galaxies, like VV 499 (DDO 053), to rather bright VV 523 (NGC 3991). Their metallicities vary from Z=1/25 Zo for VV 499 to 1/2 Zo for VV 523. The morphology of these galaxies ranges between typical dIrr (VV 080) through ring-like (VV 131) to clumpy Irr (VV 523). Position--Velocity diagrams in the Ha-line along the galaxy body imply the existence of large-scale ionized gas outflows/supershells around the sites of intense current and/or recent SF activity. Sizes of supershells vary in the range of several hundred pc to about 2 kpc. For all studied galaxies we examine their local environment and indicate the nearest neighbouring objects capable of inducing the observed enhanced star formation.

研究の動機と目的

• 外見上は孤立的と見なされるが、『おそらく相互作用している』と分類された5つのVV銀河における星形成の性質と元素組成を調査すること。
• 近くの伴銀河やグループ環境に起因する弱い潮汐的相互作用が、ガスを豊富に含み、明るさが低い銀河において星形成爆発を引き起こすかどうかを特定すること。
• [O iii] λ4363線が検出された場合には、古典的手法（O/H ∝ Tₑ⁻¹）を用いて酸素およびその他の元素（O、N、Ne、S）の組成を導出する。
• Hα線の径方向ドップラー速度分布を分析し、イオン化ガスの運動学的性質を追跡し、大規模な噴出やスーパー殻構造を同定すること。
• 局所的環境が、外見上孤立的と見なされるVV銀河における星形成の増強に果たす役割を評価すること。

提案手法

• UV〜近赤外域（3700–8000 Å）をカバーするため、複数の grating（例：1302、325、651 grooves/mm）を用い、露出時間は600 sから2×1800 sまで変更して、6 m望遠鏡を用いた長スリット分光観測を実施した。
• 3つの銀河で [O iii] λ4363線を測定し、電子温度（Tₑ）と酸素組成を古典的手法（O/H ∝ Tₑ⁻¹）により導出した。
• [O iii] λ4363線が検出されなかった2つの銀河に対しては、経験的手法（例：Pilyugin 2001）を適用して酸素組成を導出した。
• スリットに沿ったHα線の径方向ドップラー速度プロファイルを分析し、イオン化ガスの運動学的性質をマッピングし、速度の不規則性や噴出を同定した。
• NEDおよびLEDAの多波長データ（可視光、HI、赤外）と分光光度測定を統合し、全等級、距離、HI質量、形状パラメータを導出した。
• 位置-速度図を用いてスーパー殻構造や噴出を同定し、サイズは約100 pcから約2 kpcの範囲にあり、Hα発光点と相関していた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 外見上孤立的と見なされるVV銀河における星形成の増強を、弱い潮汐的相互作用が説明できるか？
• RQ2 これらの5つのVV銀河における元素組成（特にO、N、Ne、S）は何か？ また、標準的な金属量指標と比較するとどうなるか？
• RQ3 これらの銀河におけるイオン化ガスの運動学的構造は何か？ 速度の不規則性や噴出は、Hα発光領域と相関しているか？
• RQ4 これらの銀河の金属量とHI含量は、星形成歴および進化状態とどのように関係しているか？
• RQ5 近くの伴銀河やグループ環境が、これらの系における星形成爆発を引き起こす役割を果たしているか？

主な発見

• VV 499（DDO 053）は、サンプル内で最も低い金属量を示し、12+log(O/H) = 7.52 ± 0.08 であり、Z ≈ 1/25 Z⊙ に相当する。これは、M 81団内で最も進化が遅れている銀河の一つである。
• VV 523は最高の金属量（12+log(O/H) = 8.65）を示し、Z ≈ 1/2 Z⊙ と一致しており、顕著な星形成歴を持つより進化した系であると示唆される。
• 全5つの銀河で、サイズが約100 pcから約2 kpcのイオン化ガスの噴出またはスーパー殻構造が検出された。これらはHα発光点と速度の不規則性と関連している。
• Hα線の径方向ドップラー速度プロファイルでは、明るい銀河（例：VV 523）では系の回転が見られ、低明るさの銀河（例：VV 080、VV 499）では局所的な速度シフトが観測された。これは、局所的な星形成の誘発を示している。
• VV 499では、高いHI質量対可視光等級比（M(HI)/L_B = 1.7 × 10⁸ M⊙）と低い金属量が確認され、ガスを豊富に含み、金属量が少ない、おそらく未進化の系であることが裏付けられた。
• すべてのケースで、伴銀河（VV 080、131、523では質量の大きな伴銀河）、グループ環境（VV 499）、あるいは沈下する衛星（VV 531）といった潮汐的摂動者が、星形成の誘発要因として妥当であると同定された。