[논문 리뷰] The ESO Nearby Abell Cluster Survey IX. The morphology-radius and morphology-density relations in rich galaxy clusters

T. Thomas, P. Katgert|ArXiv.org|2005. 10. 10.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 58인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 ESO Nearby Abell Cluster Survey에서 확보한 850개의 은하 샘플을 이용해 23개의 풍부한 은하단에서 형태-반경 관계와 형태-밀도 관계를 분석한다. 가장 밝은 타원은하와 늦은 나설파충은 전반적인 은하단 중심 반경에 의해 주로 분리되어 있으며, 일반적인 타원은하, S0은하, 그리고 초기 나선파충은 고유의 국소 밀도 환경을 보이며, 이는 그들의 분리가 램 압력 제거 및 협박과 같은 국소적 과정에 의해 이끌린다는 것을 시사한다.

ABSTRACT

We study the morphology-radius (MR-) and morphology-density (MD-) relations for a sample of about 850 galaxies (with M <= -19.5) in 23 clusters from the ENACS (ESO Nearby Abell Cluster Survey). On the basis of their radial distributions we must distinguish: 1. brightest ellipticals (with M < -22), 2. late spirals, and 3. the ensemble of less bright ellipticals, S0 galaxies and early spirals. The latter have indistinguishable distributions of projected radial distance R. The brightest ellipticals are most centrally concentrated, the late spirals are almost absent from the central regions and the other classes are intermediate. Radial segregation of the ellipticals is due to the brightest ellipticals only, that of the spirals to the late spirals only. We derive the MD-relation with two measures of projected density: one using the 10 nearest neighbours (Sigma10) and another using only the nearest neighbour (Sigma1). The Sigma10 MD-relation only shows a significant difference between early- and late-type galaxies, but the different galaxy types within those classes are indistinguishable. However, The Sigma1 MD-relation shows that the normal 'ellipticals' (with M >= -22), the S0 galaxies and the early spirals have different Sigma1-distributions. The reason for this is that Sigma1 is much less correlated with R than is Sigma10, and thus has much less cross-talk from the (MR-) relation. On average, the 'normal' ellipticals populate environments with higher projected density than do the S0 galaxies while the early spirals populate even less dense environments. The segregation of the brightest ellipticals and the late spirals is driven mostly by global factors, while the segregation between 'normal' ellipticals, S0 galaxies and early spirals is driven primarily by local factors.

연구 동기 및 목표

• 크기 제한된 큰 샘플을 이용해 풍부한 은하단에서 형태-반경(MR) 및 형태-밀도(MD) 관계를 조사하기 위해.
• 은하 분포 및 형태에 영향을 주는 전역적(은하단 중심 반경) 및 국소적(투영 밀도) 요인의 영향을 분리하기 위해.
• 광도 분리 및 형태 분리가 전역적 요인인지 국소적 요인인지 결정하기 위해.
• 특히 가장 밝은 타원은하, 늦은 나선파충, 그리고 '일반적인' 타원은하/S0은하/초기 나선파충 등 다양한 은하 유형이 은하단의 구조 형성에 미치는 역할을 규명하기 위해.
• 특히 나선파충이 S0은하로의 진화와 거대 타원은하의 형성과 관련된 은하 형성 및 변형 시나리오에 대한 함의를 평가하기 위해.

제안 방법

• ENACS 설문에서 확보한 23개의 은하단에서 850개의 은하(MR ≤ -19.5)의 투영 반경 분포를 분석한다.
• 은하를 세 가지 반경 분포 군으로 분류한다: (i) M_R < -22(가장 밝은 타원은하), (ii) 늦은 나선파충, (iii) 덜 밝은 타원은하, S0은하, 초기 나선파충.
• 국소 환경을 평가하기 위해 두 가지 밀도 추정기인 Σ₁₀(10개의 가장 가까운 이웃)와 Σ₁(가장 가까운 이웃)을 사용한다.
• 반경 거리(R)와 밀도 추정치(Σ₁₀, Σ₁) 사이의 상관관계를 정량화하여 MR 및 MD 관계 간의 교차 영향을 분리한다.
• 두 밀도 추정기(Σ₁₀ 및 Σ₁)를 사용한 MD 관계를 비교하여 관측된 형태-밀도 차이가 전역적 요인인지 국소적 요인인지 판단한다.
• 반경과 밀도 효과를 통계적으로 분리하여 형태 분리의 주요 물리적 원인을 추론한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 은하단 내 은하의 반경 분리는 전역적 은하단 중심 반경에 의해 주로 결정되는가, 국소적 밀도에 의해 주로 결정되는가?
• RQ2 가장 밝은 타원은하, 늦은 나선파충, 그리고 '일반적인' 타원은하/S0은하/초기 나선파충 등 다양한 은하 유형은 그들의 반경 및 밀도 분포에서 어떻게 다를까?
• RQ3 형태-밀도 관계는 반경 거리와의 상관관계(즉, 형태-반경 관계의 교차 영향)에 의해 얼마나 영향을 받는가?
• RQ4 은하의 형태를 결정짓는 데 있어 전역적(반경) 요인인지 국소적(밀도) 요인인지 어느 것이 더 근본적인가?
• RQ5 관측된 분리 패턴은 램 압력 제거 및 협박과 같은 은하 진화 및 변형 과정에 대해 어떤 함의를 갖는가?

주요 결과

• 가장 밝은 타원은하(M_R < -22)는 가장 중심에 집중되어 있으며, 늦은 나선파충은 은하단 중심에서 거의 관측되지 않아, 전역적 은하단의 위치에 의해 주로 이끌리는 강한 반경 분리가 있음을 시사한다.
• '일반적인' 타원은하(M_R ≥ -22), S0은하, 그리고 초기 나선파충의 반경 분포는 서로 구별되지 않으며, 이는 전역적 반경에 의해 주로 분리되지 않는다는 것을 시사한다.
• Σ₁₀ 기반의 형태-밀도 관계는 반경 거리와 상당한 교차 영향을 보이며, Σ₁₀가 R와 강하게 상관되어 있어 진정한 국소 밀도 효과가 가려진다.
• 반면, Σ₁ 기반의 형태-밀도 관계는 R와의 교차 영향이 최소이며, '일반적인' 타원은하는 S0은하보다 더 높은 국소 밀도에 있으며, S0은하는 초기 나선파충보다 더 높은 밀도 환경에 있다는 것을 드러낸다.
• 가장 밝은 타원은하와 늦은 나선파충의 분리는 주로 전역적 요인(은하단 중심 반경)에 의해 이끌리며, 반면 '일반적인' 타원은하, S0은하, 그리고 초기 나선파충의 분리는 램 압력 제거 및 협박과 같은 국소적 과정에 의해 이끌린다.
• 이러한 결과는 초기 나선파충이 국소적 환경 과정을 통해 S0은하로 진화하는 시나리오와, 가장 거대한 타원은하가 융합 및 유입을 통해 가장 높은 밀도의 중심 영역에서 형성된다는 시나리오를 지지한다.