[논문 리뷰] Integral Field Spectroscopy based H\alpha\ sizes of local Luminous and Ultraluminous Infrared Galaxies. A Direct Comparison with high-z Massive Star Forming Galaxies

Santiago Arribas, L. Colina외 6명|arXiv (Cornell University)|2012. 02. 29.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 81인용 수 26

한 줄 요약

이 연구는 국지적 빛나는 적외선 은하(U/LIRGs)와 고적도 질량을 지닌 은하 형성 은하(SFGs) 간의 Hα 발광 크기와 표면 밀도를 정적장 분광법(IFS)을 사용하여 비교한다. 국지적 U/LIRGs에서 더 높은 비율의 밀집 Hα 영역(59% 대 25%)을 보였지만, 두 샘플은 L(Hα)–ΣHα 평면에서 유사한 추세를 보이며, 오직 약 20–40%의 국지적 U/LIRGs만이 기대보다 10배 높은 표면 밀도를 보이며, 이는 Hα 기반의 구조적 특성이 이전에 다른 추적자들을 사용할 때보다 더 유사하다는 것을 시사한다.

ABSTRACT

Aims. We study the analogy between local U/LIRGs and high-z massive SFGs by comparing basic H{\alpha} structural characteristics, such as size, and luminosity (and SFR) surface density, in an homogeneous way (i.e. same tracer and size definition, similar physical scales). Methods. We use Integral Field Spectroscopy based H{\alpha} emission maps for a representative sample of 54 local U/LIRGs (66 galaxies). From this initial sample we select 26 objects with H{\alpha} luminosities (L(H{\alpha})) similar to those of massive (i.e. M\ast \sim 10^10 M\odot or larger) SFGs at z \sim 2, and observed on similar physical scales. Results. The sizes of the H{\alpha} emitting region in the sample of local U/LIRGs span a large range, with r1/2(H{\alpha}) from 0.2 to 7 kpc. However, about 2/3 of local U/LIRGs with Lir > 10^11.4 L\odot have compact H{\alpha} emission (i.e. r1/2 < 2 kpc). The comparison sample of local U/LIRGs also shows a higher fraction (59%) of objects with compact H{\alpha} emission than the high-z sample (25%). This gives further support to the idea that for this luminosity range the size of the star forming region is a distinctive factor between local and distant galaxies of similar SF rates. However, when using H{\alpha} as a tracer for both local and high-z samples, the differences are smaller than the ones recently reported using a variety of other tracers. Despite of the higher fraction of galaxies with compact H{\alpha} emission, a sizable group (\sim 1/3) of local U/LIRGs are large (i.e. r1/2 > 2 kpc). These are systems showing pre-coalescence merger activity and they are indistinguishable from the massive high-z SFGs galaxies in terms of their H{\alpha} sizes, and luminosity and SFR surface densities.

연구 동기 및 목표

• 일致된 방법론적 프레임워크를 사용하여 국지적 U/LIRGs와 고적도 질량을 지닌 은하 형성 은하(SFGs) 간의 구조적 유사성을 조사하기 위해.
• 다양한 추적자들을 사용한 이전 연구에서 보고된 별 형성 영역 크기와 표면 밀도 간의 큰 차이를 해결하기 위해.
• 관측된 국지적 및 고적도 은하 간의 차이가 본질적인 물리적 특성인지, 방법론적 편향 또는 추적자 선택에 의해 유도되는지 규명하기 위해.
• 물리적 척도, Hα 발광 범위, 및 빛의 표면 밀도가 국지적 및 고적도 시스템을 구분하는 데 어떤 역할을 하는지 평가하기 위해.
• Hα 크기와 표면 밀도 측면에서 고적도 SFGs와 구조적으로 구별되지 않는 국지적 U/LIRGs를 특정하기 위해.

제안 방법

• INTEGRAL/WHT 및 VIMOS/VLT 장비를 사용하여 66개의 국지적 U/LIRGs에 대한 정적장 분광법(IFS) 데이터를 확보하였다.
• 장치 해상도 보정을 거친 두 가지 독립적인 방법(2분할 방법과 곡선 성장법(CoG))을 사용하여 Hα 반광반경(r1/2)을 유도하였다.
• 고적도 SFGs(z ≈ 2)와 동일한 Hα 빛의 강도(L(Hα))와 물리적 공간 해상도를 갖는 26개의 국지적 U/LIRGs 서브샘플을 선별하였다.
• 동일한 물리적 척도와 동일한 추적자(Hα)를 사용하여 국지적 및 고적도 샘플 간의 Hα 크기와 빛의 표면 밀도(ΣHα)를 비교하였다.
• 동일한 영역에서의 항성 PSF 측정치를 사용하여-dust 흡수 및 장치의 포인트 스프레드 함수(PSF)를 보정하였다.
• 방법론적 편향을 최소화하기 위해 교차 샘플 비교에서 일관된 크기 정의(r1/2)와 표면 밀도 정의(ΣHα = L(Hα)/πr1/2²)를 사용하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 동일한 추적자(Hα)와 일관된 크기 정의를 사용할 때, 국지적 U/LIRGs는 고적도 질량을 지닌 SFGs와 구조적으로 유사한가?
• RQ2 국지적 U/LIRGs 중 Hα 발광이 밀집된 경우(r1/2 < 2 kpc)의 비율은 얼마이며, 고적도 샘플과 비교해보면 어떠한가?
• RQ3 국지적 U/LIRGs와 고적도 SFGs 간의 L(Hα)–ΣHα 관계는 어떻게 비교되며, 이는 별 형성 과정에 어떤 함의를 갖는가?
• RQ4 어느 국지적 U/LIRGs가 Hα 크기와 표면 밀도 측면에서 고적도 SFGs와 구별되지 않는가?
• RQ5 Hα 기반의 구조적 특성 간의 차이가 본질적인 물리적 차이인지, 아니면 방법론적 편향에 기인하는가?

주요 결과

• Lir > 10^11.4 L⊙을 갖는 국지적 U/LIRGs 중 약 2/3(66%)가 Hα 반광반경(r1/2)이 2 kpc 이하인 밀집 Hα 발광을 보이며, 크기는 0.2 kpc에서 7 kpc까지 다양하다.
• 국지적 U/LIRGs 샘플은 고적도 샘플(25%)에 비해 더 높은 비율(59%)의 밀집 Hα 소스를 보이며, 국지 시스템에서 더 강한 밀집 별 형성 경향을 나타낸다.
• 이러한 밀집도의 차이에도 불구하고, L(Hα)–ΣHα 평면에서는 대부분의 국지적 U/LIRGs와 고적도 SFGs가 동일한 추세를 따르며, 표면 밀도의 유사한 동적 범위를 갖는다.
• 국지적 U/LIRGs 중 약 20–40%만이 기대보다 약 10배 높은 ΣHα 값을 보이며, 이는 이전에 보고된 L(TIR)–ΣTIR 평면에서의 1000배 이상의 차이에 비해 유의미하게 낮은 수준이다.
• 국지적 U/LIRGs 중 약 1/3(반경 r1/2 > 2 kpc인 경우)는 Hα 크기와 표면 밀도 측면에서 고적도 SFGs와 구조적으로 구별되지 않으며, 이는 별 형성의 구조적 측면에서 본질적으로 다를 바가 없다는 것을 시사한다.
• Hα를 추적자로 사용할 경우, TIR와 같은 다른 추적자들에 비해 국지적 및 고적도 은하 간의 명백한 차이가 감소하며, 이는 이전의 차이가 추적자에 의존하는 편향 때문일 수 있음을 시사한다.