[논문 리뷰] Halpha surface photometry of galaxies in the Virgo cluster. IV: the current star formation in nearby clusters of galaxies

G. Gavazzi, A. Boselli외 3명|ArXiv.org|2002. 09. 30.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 49

한 줄 요약

이 연구는 바이로, 코마, A1367 은하단의 369개의 늦은 유형 은하에 대한 H𝛼 및 근적외선(NIR) 광도를 분석하여 은하단 중심으로부터의 거리와 가스 함량에 따라 현재의 항성 형성 여부를 조사한다. 연구 결과, 중심부에서 항성 형성이 감소하는 것은 빛나는 나설판우주(절댓값 등급 M_p ≲ -19.5)에서만 관찰되며, 가스가 부족한 은하는 상당히 낮은 형성률 매개변수를 보이며, 이는 기체압 스트레핑이 냉각된 가스를 제거하여 항성 형성을 억제함을 시사한다.

ABSTRACT

Halpha+[NII] imaging observations of 369 late-type galaxies in the Virgo cluster and in the Coma/A1367 supercluster are analyzed. They constitute an optically selected sample (m_p<16.0) observed with 60% c.a. completeness.These observations provide us with the current (T<10^7 yrs) star formation properties of galaxies. The expected decrease of the star formation rate (SFR),as traced by the Halpha E.W., with decreasing clustercentric projected distance is found only when galaxies brighter than M_p=-19.5 are considered. We also include in our analysis Near Infrared data, providing us with informations on the old (T>10^9yrs) stars. Put together, the young and the old stellar indicators give the ratio of currently formed stars over the stars formed in the past, or "birthrate" parameter b. We also determine the "global gas content" combining HI with CO observations. We define the "gas deficiency" parameter as the logarithmic difference between the gas content of isolated galaxies of a given Hubble type and the measured gas content.For the isolated objects we find that b decreases with increasing NIR luminosity. The gas-deficient objects, primarily members to the Virgo cluster, have their birthrate significantly lower than the isolated objects with normal gas content and of similar NIR luminosity. This indicates that the current star formation is regulated by the gaseous content of spirals.Whatever mechanism (most plausibly ram-pressure stripping) is responsible for the pattern of gas deficiency observed in spiral galaxies members to rich clusters, it also produces the observed quenching of the current star formation.

연구 동기 및 목표

• 근접한 풍부한 은하단에서 늦은 유형 은하의 현재 항성 형성률(SFR)이 투영된 은하단 중심으로부터의 거리에 따라 어떻게 변하는지 규명하기 위해.
• H𝛼 및 HI/CO 데이터를 융합하여 가스 부족성과 형성률 매개변수를 계산함으로써 전체 가스 함량이 항성 형성 조절에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 유사한 등급과 밝기의 고립 은하와 비교함으로써 환경적 영향와 내재된 은하 성질을 분리하기 위해.
• 이전 연구에서 관찰된 항성 형성 경향의 괴리 원인을 조사하기 위해, 특히 바이로 은하단에서의 경우에 중점을 두기 위해.
• 형태적 분리 또는 나선판우주에서의 내재적 SFR 억제가 조밀한 은하단 환경에서 관측된 억제 현상의 원인인지를 명확히 하기 위해.

제안 방법

• 멕시코, 프랑스, 스페인의 망원경을 사용하여 바이로, 코마, A1367 은하단 및 그레이트 월 지역의 369개 늦은 유형 은하에 대해 H𝛼 + [NII] 협대역 영상 촬영을 수행하였다.
• 최근 약 10^7년 간의 현재 항성 형성률(SFR)의 지표로 H𝛼 등가폭(E.W.)을 측정하였다.
• H𝛼 데이터를 근적외선(NIR) 광도와 융합하여 오래된 별질량(T > 10^9년)을 추정하고, 형성률 매개변수 b = SFR / 오래된 별질량을 계산하였다.
• HI 및 CO 관측 자료를 사용하여 가스 부족성 매개변수를 계산하였으며, 이는 동일한 허블 유형을 가진 고립 은하의 관측된 가스량과 기대되는 가스량 사이의 상대 대수적 차이로 정의되었다.
• 가스 부족성(Def_gas > 0.4) 또는 가스 건강성(Def_gas < 0.4)으로 분류된 은하를 비교하여 SFR 및 형성률 매개변수를 분석하였다.
• 은하단 중심으로부터의 투영 거리(Θ)와 툴리-파이어 거리 모듈러스(μ₀)를 추정하여 공간 분포 및 잠재적인 선형 방향 오염 여부를 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 근접한 은하단에서 나선판우주 은하의 항성 형성률(SFR)은 은하단 중심으로부터의 투영 거리가 감소함에 따라 체계적으로 감소하는가?
• RQ2 은하단 환경에서 H𝛼 등가폭으로 추적된 현재 항성 형성률은 은하의 밝기와 가스 함량에 따라 어떻게 달라지는가?
• RQ3 관측된 은하단 내 나선판우주에서의 항성 형성 억제가 다른 환경적 메커니즘보다 가스 부족성에 의해 얼마나 크게 영향을 받는가?
• RQ4 바이로 은하단 중심부에 위치한 가스 건강성과 항성 형성 특성을 가진 은하들은 실제로 은하단에 물리적으로 연관되어 있는가, 아니면 투영된 전경/배경 물체인가?
• RQ5 유사한 형태 유형의 고립 은하와 은하단 은하 간에 형성률 매개변수 b와 NIR 등급 간의 관계는 어떠한가?

주요 결과

• 은하단 중심으로부터의 거리 감소에 따라 H𝛼 등가폭(항성 형성률의 대체 지표)이 감소하는 것으로 예상되는 경향은 M_p ≈ -19.5 이상의 밝은 은하에서만 관찰되며, 더 어두운 은하는 무관하거나 반대 방향의 경향을 보인다.
• 고립 은하에서는 형성률 매개변수 b가 NIR 등급이 증가함에 따라 감소하며, 이는 덜 질량이 큰 은하가 과거 항성 형성 대비 현재 더 높은 비율로 항성 형성을 하고 있음을 시사한다.
• 바이로 은하단의 가스 부족 은하는 동일한 NIR 등급을 가진 고립 은하에 비해 상당히 낮은 형성률 매개변수를 보이며, 이는 가스 함량이 현재 항성 형성에 직접적인 영향을 미친다는 것을 입증한다.
• 은하단 내 나선판우주에서의 항성 형성 억제는 가스 부족성과 강하게 상관되어 있으며, 이는 기체압 스트레핑이 가스 제거와 SFR 억제를 동시에 담당하는 주요 메커니즘이라는 것을 시사한다.
• 바이로 은하단 중심부에 위치한 가스 건강성과 항성 형성 특성을 가진 은하의 상당수는 기체압 스트레핑을 겪은 은하들보다 약 1등급 더 멀리 떨어진 거리 모듈러스 μ₀ ≈ 31.77에 위치해 있으며, 이는 전경 구름에 속해 있을 가능성이 크며 실제로 은하단과 물리적으로 연관되어 있지 않음을 시사한다.
• 은하단과 고립 은하 간의 H𝛼 등급 함수에 유의미한 차이가 없음을 고려할 때, 전체적으로 은하단 내 항성 형성 은하의 수는 감소하지 않지만, 가장 조밀한 영역에서는 단위 질량당 항성 형성률이 억제됨을 시사한다.