[논문 리뷰] Observations and modelling of a clumpy galaxy at z=1.6: Spectroscopic clues to the origin and evolution of chain galaxies

F. Bournaud, E. Daddi외 8명|ArXiv.org|2008. 03. 27.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 75

한 줄 요약

이 연구는 z=1.6에서 관측된 덩어리지고 고적색이 이격된 은하를 SINFONI 적층장치 스펙트로스코피와 유체역학적 모델링을 통해 분석하여, 그 운동학적 특성과 금속성 경향이 융합보다 내부 디스크 분열에 의해 더 잘 설명됨을 밝혀냈다. 결과는 덩어리-클러스터 은하가 현재의 나선은하의 조상이며, 덩어리 이동과 복합체 성장 과정을 통해 디스크를 형성한다는 것을 지지한다.

ABSTRACT

We investigate the properties of a clump-cluster galaxy at redshift 1.57. The morphology of this galaxy is dominated by eight star-forming clumps in optical observations, and has photometric properties typical of most clump-cluster and chain galaxies. Its complex asymmetrical morphology has led to the suggestion that this system is a group merger of several initially separate proto-galaxies. We performed H_alpha integral field spectroscopy of this system using SINFONI on VLT UT4. These observations reveal a large-scale velocity gradient throughout the system, but with large local kinematic disturbances. Using a numerical model of gas-rich disk fragmentation, we find that clump interactions and migration can account for the observed disturbed rotation. On the other hand, the global rotation would not be expected for a multiply merging system. We further find that this system follows the stellar mass vs. metallicity, star formation rate and size relations expected for a disk at this redshift, and exhibits a disk-like radial metallicity gradient, so that the scenario of internal disk fragmentation is the most likely one. A red and metallic central concentration appears to be a bulge in this proto-spiral clumpy galaxy. A chain galaxy at redshift 2.07 in the same field also shows disk-like rotation. Such systems are likely progenitors of the present-day bright spiral galaxies, forming their exponential disks through clump migration and disruption and fueling their bulges. Our present results show that disturbed morphologies and kinematics are not necessarily signs of galaxy mergers and interactions, and can instead result from the internal evolution of primordial disks.

연구 동기 및 목표

• 형태학적으로 사슬 은하와 유사한 복잡한 형태를 띤 덩어리지고 고적색이 이격된 은하의 기원을 조사한다.
• 왜곡된 운동학적 특성과 비대칭성이 은하 융합의 징후인지 아니면 내부 디스크 과정의 결과인지 판단한다.
• 덩어리-클러스터 은하의 운동학적 특성과 금속성 경향 형성에 있어 내부 디스크 분열과 외부 융합의 역할을 평가한다.
• 관측된 UDF 6462의 특성들이 디스크 불안정성 모델과 융합 시뮬레이션의 예측과 일치하는지 검증한다.

제안 방법

• VLT의 SINFONI를 사용해 z=1.6 은하 UDF 6462의 공간 해상도 운동학을 맵핑하기 위해 Hα 적층장치 스펙트로스코피를 수행했다.
• 기초가 풍부한 디스크 분열의 수치 유체역학 시뮬레이션을 통해 덩어리 형성, 이동, 상호작용이 운동학에 미치는 영향을 모델링했다.
• 관측된 속도 기울기와 운동학적 교란을 융합 모델과 디스크 분열 모델의 예측과 비교했다.
• 관측 데이터와 화학적 진화를 고려한 Tree-SPH 시뮬레이션을 사용해 반경 방향 금속성 기울기를 분석하여 풍부화 역사를 평가했다.
• 관측된 SED와 형태학적 특성이 내부 디스크 진화와 융합 시나리오 중 어느 쪽과 더 일치하는지 평가했다.
• 융합 모델( tidal clump 포함)과 디스크 분열 모델(기울기 유지)에서의 금속성 분포를 대조했다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 UDF 6462에서 관측된 대규모 속도 기울기와 국소적 운동학적 교란이 융합이 아닌 내부 디스크 분열에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ2 UDF 6462의 반경 방향 금속성 기울기는 디스크 기원을 지지하는가, 아니면 융합된 은하의 기존 복합체에서의 풍부화를 시사하는가?
• RQ3 모의 융합 시나리오에서의 금속성 분포는 UDF 6462에서 관측된 중심 집중도와 어떻게 비교되는가?
• RQ4 디스크 불안정성에 의해 형성된 덩어리 시스템과 은하 융합에 의해 형성된 시스템에서 반경 방향 금속성 기울기는 어느 정도 유지되는가?
• RQ5 UDF 6462의 운동학적 및 광학적 특성은 고적색 덩어리-클러스터 은하의 진화 경로에 대해 무엇을 시사하는가?

주요 결과

• 은하 UDF 6462는 대규모 속도 기울기와 국소적 운동학적 교란을 보이며, 단순한 다중 융합 시나리오와 일치하지 않는다.
• 수치 모델링은 기초가 풍부한 디스크에서 덩어리 상호작용과 내측 이동이 관측된 운동학적 복잡성을 재현할 수 있음을 확인했다.
• 관측된 반경 방향 금속성 기울기—중심에 금속성 최고점, 외곽 덩어리에 낮은 금속성—는 융합보다 내부 디스크 분열에 의해 더 잘 설명된다.
• 융합 시뮬레이션에서는 외곽의 별 형성 덩어리가 간섭에 의해 금속성이 높아지며 내부 디스크의 풍부화로 인해 금속성이 증가하는 경향이 있어, UDF 6462에서 관측된 금속성 패턴과 정반대이다.
• UDF 6462의 빨간색, 금속성이 높은 중심 집중부는 덩어리 이동과 융합을 통해 형성된 원형 복합체로 해석된다.
• 같은 영역에서 z=2.07에 위치한 두 번째 사슬 은하도 디스크 회전 운동을 보이며, 이러한 시스템이 현재의 나선은하의 일반적인 조상임을 지지한다.