[논문 리뷰] A Deep Halpha Survey of Galaxies in the Two Nearby Clusters Abell1367 and Coma: The Halpha Luminosity Functions

J. Iglésias-Páramo, A. Boselli외 3명|CERN Bulletin|2002. 01. 16.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 43인용 수 45

한 줄 요약

이 연구는 INT 2.5m 망원경에서 확보한 광역 H𝛼 영상 자료를 이용해 근접한 은하단 Abell 1367과 Coma에서 처음으로 깊은 H𝛼 광도함수(LF)를 제시한다. Abell 1367, Coma, Virgo 간에 일관된 Schechter 매개변수를 발견하였으며, ϕ* ≈ 10⁰.⁰⁰±⁰.⁰⁷ Mpc⁻³, L* ≈ 10⁴¹.²⁵±⁰.⁰⁵ erg s⁻¹, α ≈ −0.70±0.10로 나타나, 이는 평탄한 기울기와 낮은 L*를 가지며, 이는 필드 은하보다 환경적 억제 작용이 있을 수 있음을 시사한다. 다만, 필드 조사에서의 불완전성 때문에 비교에 영향을 줄 수 있다. 이 두 은하단은 각각 국지 별 형성률 밀도의 약 0.25%와 10.8% 기여한다.

ABSTRACT

We present a deep wide field Halpha imaging survey of the central regions of the two nearby clusters of galaxies Coma and Abell1367, taken with the WFC at the INT2.5m telescope. We determine for the first time the Schechter parameters of the Halpha luminosity function (LF) of cluster galaxies. The Halpha LFs of Abell1367 and Coma are compared with each other and with that of Virgo, estimated using the B band LF by Sandage et al. (1985) and a L(Halpha) vs M_B relation. Typical parameters of phi^* ~ 10^0.00+-0.07 Mpc^-3, L^* ~ 10^41.25+- 0.05 erg sec^-1 and alpha ~ -0.70+-0.10 are found for the three clusters. The best fitting parameters of the cluster LFs differ from those found for field galaxies, showing flatter slopes and lower scaling luminosities L^*. Since, however, our Halpha survey is significantly deeper than those of field galaxies, this result must be confirmed on similarly deep measurements of field galaxies. By computing the total SFR per unit volume of cluster galaxies, and taking into account the cluster density in the local Universe, we estimate that the contribution of clusters like Coma and Abell1367 is approximately 0.25% of the SFR per unit volume of the local Universe.

연구 동기 및 목표

• 근접한 두 은하단인 Abell 1367과 Coma에서 H𝛼 광도함수(LF)를 처음으로 규명하는 것.
• B-대역 광도함수와 L(H𝛼) 대 MB 관계를 이용해, 이 두 은하단의 H𝛼 LF를 Virgo 은하단의 것과 비교하는 것.
• 이 두 은하단이 국지 우주에서 전체 별 형성률(SFR) 밀도에 기여하는 정도를 평가하는 것.
• 은하단 내 환경적 영향이 필드 은하와 비교해 별 형성 특성에 차이를 유도하는지 조사하는 것.
• 관측된 H𝛼 LF 형태의 차이가 실질적인 진화적 효과인지, 또는 필드 조사에서의 관측 불완전성 때문인지 평가하는 것.

제안 방법

• 각 은하단에서 1 제곱도의 광역 H𝛼 영상 촬영을 위해 INT 2.5m 망원경의 WFC를 사용한 깊은 광역 영상 촬영을 수행하였다.
• 데이터 처리에는 보정 잡음 제거, 평탄도 보정, 우주선 잔여물 제거, 표준 항성으로의 광학적 보정이 포함되었다.
• 은하 탐지 및 광도 측정은 H𝛼 및 [S ii] 필터에서 소스 추출 및 개구부 광도 측정을 통해 수행되었다.
• 검출된 은하들을 광도로 구간화하여 Schechter 함수를 적합시켜 H𝛼 광도함수를 구성하였다: ϕ(L) dL = ϕ* (L/L*)^α exp(−L/L*) d(L/L*).
• 별 형성률(SFR) 단위 부피당 값은 관계식 L(H𝛼) = 9.40×10⁴⁰ × SFR (M☉ yr⁻¹) erg s⁻¹를 이용해 계산하였다.
• 은하단이 국지 SFR 밀도에 기여하는 정도는 은하단의 단위 부피당 SFR과 지역적 공간 밀도(Abell 유형 2 은하단은 1.84×10⁻⁵ Mpc⁻³, 유형 1은 8.46×10⁻⁴ Mpc⁻³)를 조합하여 추정하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 Abell 1367 및 Coma 은하단의 은하 H𝛼 광도함수에 대한 Schechter 매개변수는 무엇인가?
• RQ2 다른 은하단 유형과 환경 조건을 고려할 때, Abell 1367 및 Coma의 H𝛼 LF는 Virgo 은하단의 것과 어떻게 비교되는가?
• RQ3 Abell 1367 및 Coma 유사 은하단이 국지 우주에서 전체 별 형성률 밀도에 기여하는 정도는 무엇인가?
• RQ4 은하단과 필드 은하 간의 H𝛼 LF 형태의 관측된 차이가 실질적인 진화적 요인인지, 아니면 필드 조사의 관측 불완전성 때문인지?
• RQ5 은하단에서 저광도 H𝛼 방출체의 부족함은 환경적 억제의 징후일까, 아니면 관측 편향의 산물일까?

주요 결과

• Abell 1367 및 Coma의 H𝛼 광도함수는互상하며, Virgo 은하단과도 일관되며, Schechter 매개변수는 ϕ* ≈ 10⁰.⁰⁰±⁰.⁰⁷ Mpc⁻³, L* ≈ 10⁴¹.²⁵±⁰.⁰⁵ erg s⁻¹, α ≈ −0.70±0.10이다.
• 은하단의 LF는 평탄한 기울기(α ≈ −0.70)와 낮은 특성 광도(L*)를 보이며, 이는 필드 LF의 외삽치보다 별 형성 억제가 있을 수 있음을 시사한다.
• Abell 1367의 총 단위 부피당 SFR은 2.20 M☉ yr⁻¹ Mpc⁻³이며, Coma는 1.36 M☉ yr⁻¹ Mpc⁻³로, Gallego 등(1995)이 보고한 국지 값 0.013 M☉ yr⁻¹ Mpc⁻³보다 유의미하게 높다.
• 은하단 밀도를 보정한 결과, Abell 유형 2 은하단(Coma 및 Abell 1367 유사)이 국지 SFR 밀도에 기여하는 비율은 약 0.25%로 추정된다.
• Abell 유형 1 은하단(예: Virgo)은 더 높은 공간 밀도와 단위 부피당 SFR을 보이며, 이에 기반해 국지 SFR 밀도의 10.8% 기여로 추정된다.
• 은하단에서 저광도 H𝛼 방출체의 부족함은 현재 필드 조사의 불완전성으로 인한 결과일 수 있으며, 필드 데이터로 보정한 결과, 완전성 한계 내에서 일관성이 확인된다.