[논문 리뷰] Pa$\beta$, H$\alpha$, and Attenuation in NGC 5194 and NGC 6946

Sarah Kessler, Adam K. Leroy외 6명|arXiv (Cornell University)|2020. 02. 17.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 84인용 수 12

한 줄 요약

이 연구는 허블 우주望遠鏡 Paβ 이미징과 지상 기반 Hα 맵을 조합하여, 근접한 면대칭 나선파라성 은하인 NGC 5194와 NGC 6946의 전체 디스크에 걸쳐 먼지 감쇠(A(Hα))를 측정한다. Paβ/Hα 선 비율과 흡수 법칙을 이용하여 약 2,000개의 2′′ 링크에서 A(Hα)를 유도하며, 감쇠의 반경 방향 감소를 확인하고, 적외선 대 Hα 색상과 기체 열량 밀도가 A(Hα)를 강력하게 예측함을 보여주며, 먼지 대 기체 비율이 약 밀레이크의 0.2배 수준임을 시사하여 먼지와 Hα 방출 영역 간 부분적인 겹침을 시사한다.

ABSTRACT

We combine Hubble Space Telescope (HST) Paschen $\beta$ (Pa$\beta$) imaging with ground-based, previously published H$\alpha$ maps to estimate the attenuation affecting H$\alpha$, A(H$\alpha$), across the nearby, face-on galaxies NGC 5194 and NGC 6946. We estimate A(H$\alpha$) in ~ 2,000 independent 2" ~75 pc diameter apertures in each galaxy, spanning out to a galactocentric radius of almost 10 kpc. In both galaxies, A(H$\alpha$) drops with radius, with a bright, high attenuation inner region, though in detail the profiles differ between the two galaxies. Regions with the highest attenuation-corrected H$\alpha$ luminosity show the highest attenuation, but the observed H$\alpha$ luminosity of a region is not a good predictor of attenuation in our data. Consistent with much previous work, the IR-to-H$\alpha$ color does a good job of predicting A(H$\alpha$). We calculate the best-fit empirical coefficients for use combining H$\alpha$ with 8, 12, 24, 70, or 100 $\mu$m to correct for attenuation. These agree well with previous work but we also measure significant scatter around each of these linear relations. The local atomic plus molecular gas column density, N(H), also predicts A(H$\alpha$) well. We show that a screen with magnitude ~ 0.2 times the expected for a Milky Way gas-to-dust value does a reasonable job of explaining A(H$\alpha$) as a function of N(H). This could be expected if only ~ 40% of gas and dust directly overlap regions of H$\alpha$ emission.

연구 동기 및 목표

• 두 개의 근접한 면대칭 나선파라성 은하인 NGC 5194와 NGC 6946의 디스크 전반에 걸쳐 Paβ 및 Hα 복합선을 이용하여 먼지 감쇠(A(Hα))를 측정하는 것.
• 해상도 있는 은하 영역에서 적외선 대 Hα 색상과 기체 열량 밀도가 A(Hα)를 예측하는 데 얼마나 신뢰할 수 있는지 테스트하는 것.
• A(Hα)를 국소적인 기체 및 적외선 성질과 비교하여 먼지와 기체가 Hα 방출 영역(HII 영역)과 상대적으로 어떤 기하학적 배치를 이루는지 평가하는 것.
• 다중 파장 데이터를 이용한 실증적 보정을 제공하여 항성 형성률(SFR) 추정을 향상시키는 것.

제안 방법

• NGC 5194와 NGC 6946에 대해 새로운 HST/WFC3 Paβ 협대역 이미징을 확보하고, 기존의 지상 기반 Hα 맵과 융합하였다.
• 두 은하 전반에 약 2,000개의 독립적인 2′′ 지름의 링크를 배치하여 해상도 있는 영역에서 Paβ 및 Hα 복사량을 측정하였다.
• Case B 복합선에서 이론적 Paβ/Hα 선 비율과 Cardelli 등(1989)의 흡수 법칙을 이용하여 A(Hα)를 계산하였다.
• Schlegel & Finkbeiner(2011)에서 제공한 AV 추정치를 이용하여 은하계 전경 흡수를 보정하였으며, 흡수 법칙을 통해 A(Hα) 및 A(Paβ)로 스케일링하였다.
• 별의 연속 스펙트럼 제거를 위한 실증적 보정을 위해 OFF-대역 이미지를 사용하였으며, 별빛 전용 영역에서 잔차를 최소화하여 β 스케일링 인자를 유도하였다.
• ON/OFF 비율을 변형하여 몬테카를로 오차 분석을 수행하여 Paβ 복사량 및 A(Hα) 추정치의 불확실성을 정량화하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 NGC 5194와 NGC 6946의 디스크 전반에서 먼지 감쇠(A(Hα))는 어떻게 변하고, 그 반경 프로파일은 어떠한가?
• RQ2 해상도 있는 은하 영역에서 적외선 대 Hα 색상 또는 국소 기체 열량 밀도가 A(Hα)를 얼마나 잘 예측할 수 있는가?
• RQ3 A(Hα)를 N(H)의 함수로 맞출 때, 밀레이크에 비해 먼지 대 기체 비율은 얼마이며, 이는 먼지-기체 기하학적 배치에 대해 어떤 시사점을 갖는가?
• RQ4 이러한 고해상도, 해상도 있는 관측에서, 적외선 또는 기체 열량 밀도 기반의 표준 감쇠 보정 방법은 얼마나 잘 작동하는가?

주요 결과

• NGC 5194와 NGC 6946 양쪽 모두에서 A(Hα)는 은하 중심 거리가 멀어질수록 감소하며, 고감쇠 영역은 주로 내부 디스크에 집중되어 있다.
• 최고의 감쇠 보정 Hα 복사량 영역은 가장 높은 A(Hα)를 보이지만, 관측된 Hα 복사량만으로는 감쇠를 잘 예측할 수 없다.
• 적외선 대 Hα 색상은 A(Hα)를 강력하게 예측하며, 8, 12, 24, 70, 100 µm 대역에 대해 최적의 피팅 계수를 도출하였고, 이는 이전 연구와 양호한 일치를 보이지만 상당한 산란이 존재한다.
• 국소 기체 열량 밀도(N(H); 원자 및 분자 기체 포함)는 A(Hα)를 잘 예측하며, HII 영역 내 기체와 먼지 사이에 밀접한 연관성이 있음을 시사한다.
• 광학적 깊이가 밀레이크의 약 0.2배 수준인 먼지 스크린(같은 N(H)에서)이 데이터에 잘 맞으며, 이는 기체와 먼지 중 약 40%만이 직접적으로 Hα 방출 영역과 겹친다는 것을 의미한다.
• 실증적 Paβ 복사량 보정의 총 불확실성은 약 8–9%이며, 연속 스펙트럼 제거 및 광도 오차로 인한 추가 산란이 존재한다.