[논문 리뷰] A low-luminosity type-1 QSO sample: II. Tracing circumnuclear star formation in HE 1029-1831 with SINFONI

G. Busch, Semir Smajić외 7명|MPG.PuRe (Max Planck Society)|2014. 12. 05.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 118인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 저광도 유형-1 QSO HE 1029-1831의 핵부 주변 별 형성의 역사를 SINFONI 적층장역광학을 통해 추적하며, 내부 킬로파섹 내에서 최근 100 밀리온 년 전에 발생한 별 폭발을 규명한다. 주요 발견은 관측된 비정상적 편차가 관성은은하에서의 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계에서 기인하는 것으로, 블랙홀 질량이 작아서가 아니라 젊은 항성 집단으로 인한 과도한 빛나는 은하핵의 과도한 빛나는 성질 때문임을 밝힌다.

ABSTRACT

Circumnuclear star formation and AGN feedback is believed to play a critical role in the context of galaxy evolution. The low-luminosity QSO (LLQSO) sample that contains 99 of the closest AGN with redshift z<=0.06 fills the gap between the local AGN population and high-redshift QSOs that is essential to understand the AGN evolution with redshift. In this paper, we present the results of near-infrared H+K-integral field spectroscopy of the inner kiloparsecs of the LLQSO HE 1029-1831 with SINFONI. Line maps show that ionized hydrogen gas is located in spiral arms within the stellar bar and in a circumnuclear ring. Line fluxes and diagnostic line ratios indicate recent or ongoing star formation in the circumnuclear region and the presence of young and intermediate-age stellar populations in the bulge. In particular, we find traces of an intense starburst in the circumnuclear region that has begun around 100 Myr ago but has declined to a fraction of the maximum intensity now. We estimate the dynamical bulge mass and find that the galaxy follows published M_BH-M_bulge relations. However, bulge-disk decomposition of the K-band image with BUDDA reveals that HE 1029-1831 does not follow the M_BH-L_bulge relations of inactive galaxies. We conclude that the deviation from M_BH-L_bulge relations of inactive galaxies in this source is rather caused by young stellar populations and not by an undermassive black hole.

연구 동기 및 목표

• 저광도 유형-1 QSO에서 핵부 주변 별 형성의 역할을 연구하며, AGN 피드백과 은하 진화의 맥락에서 분석한다.
• 활성 은하에서 관측된 관성 은하와의 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계 간의 괴리 문제를 해결한다.
• HE 1029-1831에서 관측된 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계 편차가 블랙홀 질량이 작아서인지, 젊은 항성 집단으로 인한 과도한 빛나는 은하핵 때문인지 규명한다.
• 고해상도 스펙트로스코피를 이용해 핵부 지역의 이온화된 기체와 분자 기체의 공간 분포 및 물리 조건을 특성화한다.
• 다이내믹스 질량을 평가하고 $M_{\mathrm{BH}}-M_{\mathrm{bulge}}$ 관계와 비교함으로써 공진화 모델을 평가한다.

제안 방법

• 적외선 $H$- 및 $K$-대역 적층장역광학을 SINFONI(VLT)를 이용해 적응광학 기능을 활용해 획득하여 공간 해상도 0.13" (110 pc)를 확보한다.
• 핵부 주변 영역의 별 형성과 기체 운동을 추적하기 위해 이온화 기체 방출(예: H II, Brγ) 및 충격 트레이서([Fe ii])를 맵핑한다.
• Budda 코드를 사용해 $K$-대역 이미지의 은하핵-디스크 분해를 수행하여 은하핵과 디스크 성분을 분리하고 은하핵 빛의 강도를 유도한다.
• 스텔라르 운동학을 기반으로 은하핵의 다이내믹스 질량을 추정하고 $M_{\mathrm{BH}}-M_{\mathrm{bulge}}$ 관계와 비교한다.
• Starburst99 모델링을 통해 $M_{*}/L_{K}$ 비율과 Brγ 등가폭을 이용해 은하핵 내 항성 집단의 연령과 질량을 추론한다.
• 선 밝기와 CO 기반 추정치를 기반으로 이온화 수소 질량($M_{{H\textsc{ii}}}=2.9\times 10^{7}\,M_{\odot}$)과 냉각된 분자 수소 질량($M_{\mathrm{H}_{2},\mathrm{cold}}=(1.4-7.5)\times 10^{9}\,M_{\odot}$)을 계산한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 HE 1029-1831의 핵부 주변 영역에서 이온화된 기체와 분자 기체의 공간 분포 및 물리적 기원은 무엇인가?
• RQ2 은하핵 내 항성 집단의 연령과 빛의 강도는 무엇이며, 이는 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ3 HE 1029-1831에서 관측된 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계 편차는 블랙홀 질량이 작아서인지, 젊은 항성에 기인한 과도한 빛나는 은하핵 때문인가?
• RQ4 핵부 주변 영역의 별 형성 역사가 관성 은하의 전형적 은하핵과 비교해 어떻게 다른가?
• RQ5 핵부 주변 별 형성은 주변 은하의 질량 예산과 AGN 연료 공급에 얼마나 큰 영향을 미치는가?

주요 결과

• 이온화 수소 방출은 항성 바리에 내재된 두 개의 나선형 패턴과 덩어리진 핵부 주변 고리 영역을 따라 나타나며, 지속적이거나 최근의 별 형성을 시사한다.
• 다이애그노스틱 선 비율인 $\log(\mathrm{H}_{2}/\mathrm{Br}\gamma)$, $\log([{Fe\textsc{ii}}]/\mathrm{Br}\gamma)$ 및 분자 수소 선 비율은 핵부 주변 영역이 별 형성 영역임을 확인한다.
• 내부 3.2 kpc 영역의 이온화 수소 질량은 $2.9 \times 10^{7}\,M_{\odot}$이며, 1.2 kpc 이내의 냉각된 분자 수소 질량은 $(1.4-7.5)\times 10^{9}\,M_{\odot}$로 추정되어 거대한 기체 저축을 시사한다.
• Budda를 이용한 은하핵-디스크 분해 결과 은하핵 빛의 강도는 관성 은하의 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계를 따르지 않지만, 다이내믹스 질량은 $M_{\mathrm{BH}}-M_{\mathrm{bulge}}$ 관계와 일치한다.
• $M_{*}/L_{K}$ 비율과 Brγ 등가폭은 젊거나 중간 연령의 항성 집단이 주요 기여를 한다고 나타내며, 이는 약 50–100 밀리온 년 전에 시작된 지수 감쇠형 별 폭발 모델로 가장 잘 설명된다.
• 관측된 $M_{\mathrm{BH}}-L_{\mathrm{bulge}}$ 관계 편차는 블랙홀 질량이 작아서가 아니라 젊은 항성에 기인한 은하핵 과도한 빛나는 성질 때문임을 규명하였으며, 다이내믹스 질량과 에딩턴 비율($\lambda \gtrsim 0.06$)은 공진화 모델과 일치한다.