[논문 리뷰] Galaxy population properties of the massive X-ray luminous galaxy cluster XDCP J0044.0-2033 at z=1.58: red-sequence formation, massive galaxy assembly, and central star formation activity

R. Fassbender, A. Nastasi외 21명|Americanae (AECID Library)|2014. 06. 11.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 92인용 수 26

한 줄 요약

이 연구는 z=1.58에서의 질량이 크고 X선으로 밝은 은하단 XDCP J0044.0-2033의 은하 집단을 다중 파장 관측을 통해 분석하여 고밀도 환경에서의 은하 진화를 탐구한다. 질량 억제(약 1 Gyr의 timescale)가 빠른 융합과 질량 집적이 유도하는 바, 환경적 억제보다 붉은 시퀀스와 전이 은하의 형성에 더 지배적인 것으로 나타났으며, 가장 밝은 은하단 은하(Brightest Cluster Galaxy, BCG)는 지속적인 융합으로 인해 빠르게 진화하고 있다.

ABSTRACT

We investigate various galaxy population properties of the massive X-ray luminous galaxy cluster XDCP J0044.0-2033 at z=1.58, which constitutes the most extreme matter density peak at this redshift currently known. We analyze deep VLT/HAWK-I NIR data in the J- and Ks-bands, complemented by Subaru imaging in i and V, Spitzer observations at 4.5 micron, and new spectroscopic observations with VLT/FORS2. We detect a cluster-associated excess population of about 90 galaxies, which follows a centrally peaked, compact NFW galaxy surface density profile with a concentration of c200~10. Based on the Spitzer 4.5 micron imaging data, we measure a stellar mass fraction of fstar,500=(3.3+-1.4)% consistent with local values. The total J- and Ks-band galaxy luminosity functions of the core region yield characteristic magnitudes J* and Ks* consistent with expectations from simple z_f=3 burst models. However, a detailed look at the morphologies and color distributions of the spectroscopically confirmed members reveals that the most massive galaxies are undergoing a very active mass assembly epoch through merging processes. Consequently, the bright end of the cluster red-sequence is not in place, while at intermediate magnitudes [Ks*,Ks*+1.6] a red-locus population is present, which is then sharply truncated at magnitudes fainter than Ks*+1.6. The dominant cluster core population comprises post-quenched galaxies transitioning towards the red-sequence at intermediate magnitudes, while additionally a significant blue cloud population of faint star-forming galaxies is present even in the densest central regions. Our observations lend support to the scenario in which the dominant effect of the dense z~1.6 cluster environment is an accelerated mass assembly timescale through merging activity that is responsible for driving core galaxies across the mass quenching threshold of log(Mstar/Msun)~10.4.

연구 동기 및 목표

• z=1.58에서의 거대하고 고적색 이동 은하단에서 붉은 시퀀스의 형성과 진화를 이해하기 위해.
• 밀도가 높은 은하단 중심부에서 환경적 과정과 내재된 은하 질량 억제가 은하 집단 형성에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 가장 밝은 은하단 은하(Brightest Cluster Galaxy, BCG)의 진화 상태와 붉은 시퀀스 거대 은하로의 진화에 필요한 천체역학적 timescale을 규명하기 위해.
• 관측된 은하 색-등급 분포를 반산적 및 유체역학적 시뮬레이션과 비교하여 억제 모델을 검증하기 위해.
• 초기 우주 시점에서 은하 집단의 관측된 특성 형성에 질량 억제와 환경적 억제가 어느 정도 기여하는지 평가하기 위해.

제안 방법

• ESO/VLT, Spitzer, Chandra에서 확보한 다중 파장 광도 및 스펙트럼 관측을 통해 은하의 등급, 색, 적색이동을 측정하였다.
• 색-등급 공간 기반으로 은하 집단을 네 유형으로 분류: 파란 별 형성 은하(유형 4), 붉은 시퀀스 은하(유형 1), 전이 은하(유형 2), 붉은 국소 은하(유형 3).
• 은하 유형의 투영된 은하단 중심 반경 분포를 0–300 kpc 범위에서 분석하여 은하 집단의 공간적 경향성을 평가하였다.
• Ks 대역 등급과 은하단 속도 분산에서 유도한 항성 질량 및 천체역학적 마찰 timescale을 이용해 BCG의 진화 timescale을 추정하였다.
• 반산적 모델(Menci et al. 2008, Bertone et al. 2007, Gabor & Davé 2012)의 예측과 관측 결과를 비교하여 억제 메커니즘의 타당성을 평가하였다.
• 질량 억제 임계점은 log(M*/M☉) ≈ 10.4에서 확인되었으며, 이 지점에서 붉은 국소 은하 집단이 급격히 단절된다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z=1.58에서 XDCP J0044.0-2033의 고밀도 핵심부에서 은하 집단 형성에 지배적인 억제 메커니즘은 무엇인가?
• RQ2 가장 밝은 은하단 은하(BCG)는 융합과 질량 집적이 진행되면서 붉은 시퀀스로 진화하는 데 얼마나 빠른가?
• RQ3 관측된 은하 색-등급 분포는 현재의 반산적 및 유체역학적 시뮬레이션 예측과 어느 정도 일치하는가?
• RQ4 전이 은하와 붉은 시퀀스 은하의 반경 분포는 어떻게 되며, 이는 환경적 영향을 어떻게 반영하는가?
• RQ5 이 고적색 이동 은하단 환경에서 억제가 효과적으로 작용하는 항성 질량 임계점은 무엇인가?

주요 결과

• 붉은 시퀀스 집단의 비율은 100–300 kpc 범위에서 약 ~35%의 최고점을 보이며 중심부로 갈수록 감소하여 핵심부에서 붉은 시퀀스의 단절이 일어나고 있음을 시사한다.
• BCG는 X선 중심에서 70 kpc 떨어져 있으며, 파란색으로 기울어진 색상(유형 2 전이 물체)을 보이며, 극도로 비대칭한 형상을 띠고 있어 다방향 융합이 지속 중임을 나타낸다.
• BCG의 100 kpc 내 항성 질량은 ≈1.5 × 10¹² M☉이며, 천체역학적 마찰 timescale은 100 Myr 미만이므로 매우 빠른 진화를 통해 붉고 밀도가 높고 질량이 큰 천체로의 전환을 예측할 수 있다.
• Gabor & Davé (2012)의 은하 진화 모델이 관측 결과와 가장 잘 일치하며, 이 모델은 약 3 × 10¹⁰ M☉ 이상에서 효율적인 질량 억제를 특징으로 한다.
• 질량 억제는 약 1 Gyr의 timescale로 작용하는 반면, 환경적 억제는 약 2–3 Gyr의 더 긴 timescale을 가지므로, 관측된 집단 형성에 질량 억제가 지배적임을 시사한다.
• log(M*/M☉) ≈ 10.4에서 붉은 국소 은하 집단이 급격히 단절되는 것은 은하단 환경이 은하의 임계 질량 임계점으로 빠르게 이동시켜 억제를 유도함을 의미하며, 환경적 영향은 이후 시점에야 본격적으로 작용한다.