[논문 리뷰] The MUSE Hubble Ultra Deep Field Survey: VII. FeII* Emission in Star-Forming Galaxies

H. Finley, N. Bouché외 16명|Leiden Repository (Leiden University)|2017. 10. 25.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 71인용 수 15

한 줄 요약

이 연구는 MUSE 적층장역도 스펙트로스코피를 사용하여 허블 초초음속 깊은 필드에서 40개의 Fe II* 발광체와 50개의 Mg II 발광체를 특정하였으며, z ≈ 0.85–1.50에서 은하형성 은하에서 Fe II*와 Mg II 발광 간의 강한 이중성 관계를 드러냈다. 주요 발견은 Fe II* 발광이 고질량, 고SFR 은하(>10^10 M⊙, >10 M⊙ yr⁻¹)를 추적하는 반면 순수한 Mg II 발광은 저질량, 저SFR 시스템에서 발생하며, 이는 서로 다른 물리적 기원을 반영한다: Fe II* 발광은 연속스펙트럼 유도 발광에서 기인하고, Mg II 발광은 H II 영역에서 기인할 가능성이 높다.

ABSTRACT

Non-resonant FeII* 2365, 2396, 2612, 2626 emission can potentially trace galactic winds in emission and provide useful constraints to wind models. From the 3'x3' mosaic of the Hubble Ultra Deep Field (UDF) obtained with the VLT/MUSE integral field spectrograph, we identify a statistical sample of 40 FeII* emitters and 50 MgII 2796, 2803 emitters from a sample of 271 [OII] 3726, 3729 emitters with reliable redshifts from z = 0.85 - 1.5 down to 2E-18 (3 sigma) ergs/s/cm^2 (for [OII]), covering the stellar mass range 10^8 - 10^11 Msun. The FeII* and MgII emitters follow the galaxy main sequence, but with a clear dichotomy. Galaxies with masses below 10^9 Msun and star formation rates (SFRs) of <1 Msun/year have MgII emission without accompanying FeII* emission, whereas galaxies with masses above 10^10 Msun and SFRs >10 Msun/year have FeII* emission without accompanying MgII emission. Between these two regimes, galaxies have both MgII and FeII* emission, typically with MgII P-Cygni profiles. Indeed, the MgII profile shows a progression along the main sequence from pure emission to P-Cygni profiles to strong absorption, due to resonant trapping. Combining the deep MUSE data with HST ancillary information, we find that galaxies with pure MgII emission profiles have lower star formation rate surface densities than those with either MgII P-Cygni profiles or FeII* emission. These spectral signatures produced through continuum scattering and fluorescence, MgII P-Cygni profiles and FeII* emission, are better candidates for tracing galactic outflows than pure MgII emission, which may originate from HII regions. We compare the absorption and emission rest-frame equivalent widths for pairs of FeII transitions to predictions from outflow models and find that the observations consistently have less total re-emission than absorption, suggesting either dust extinction or non-isotropic outflow geometries.

연구 동기 및 목표

• 깊은 MUSE IFU 데이터를 활용하여 z ≈ 0.85–1.50에서 은하형성 은하의 Fe II* 및 Mg II 발광을 특정하고 특성화하기.
• 고적색도 은하에서 Fe II* 및 Mg II 발광과 관련된 물리적 조건과 유출 서명을 조사하기.
• Fe II* 발광이 순수한 Mg II 발광보다 은하 유출의 더 신뢰할 수 있는 추적자인지 판단하기.
• 발광 프로파일, 은하 질량, 항성 형성률, 유출 기하학 간의 관계 탐색하기.

제안 방법

• 허블 초초음속 깊은 필드의 3.15′×3.15′ MUSE 모자자이를 사용하여 각각 2365, 2396, 2612, 2626 Å 및 2796, 2803 Å의 고정 파장에서 Fe II* 및 Mg II 발광선을 탐지하였다.
• z = 0.85–1.50 범위 내에서 신뢰할 수 있는 적색편이를 가진 [O II] λλ3726,3729 발광선을 가진 은하를 선별하였으며, 감도는 2×10⁻¹⁸ erg s⁻¹ cm⁻² (3σ) 이하로 하였다.
• 신뢰도 품질 플래그(qc > 1)를 적용하여 25개의 Fe II* 발광체와 33개의 Mg II 발광체를 선별하였으며, 이 중 9개는 두 발광 유형을 모두 포함하였다.
• 스펙트럼 프로파일(순수 발광, P-Cygni, 흡수)을 분석하고, 유출 모델 예측과 비교하였다.
• IFU 데이터를 사용하여 Fe II* 및 Mg II 발광의 공간 확장 및 표면 빛의 밝기 맵을 작성하였다.
• 관측된 등가폭을 유출 모델 예측과 비교하여 재방출 효율성과-dust 영향을 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 z ≈ 0.85–1.50에서 은하형성 은하의 Fe II* 및 Mg II 발광 분포는 어떻게 되며, 적색편이에 따라 변화하는가?
• RQ2 Fe II* 발광을 보이는 은하의 물리적 성질은 Mg II 발광을 보이는 은하와 어떻게 다를까? 특히 항성 질량과 항성 형성률 측면에서 비교해보라.
• RQ3 Fe II* 발광은 순수한 Mg II 발광보다 은하 유출의 더 견고한 추적자로 기능할 수 있는가?
• RQ4 연속스펙트럼 유도 발광 또는 이완 방출과 같은 물리적 메커니즘 중 어떤 것이 Fe II* 및 Mg II 발광을 유도하는가?
• RQ5 먼지 흡수와 유출 기하학은 관측된 Fe II* 및 Mg II 선형 프로파일에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• z = 0.85–1.50 범위의 은하형성 은하 약 10%가 Fe II* 또는 Mg II 발광을 보이며, 이 비율은 적색편이 범위 내에서 유의미한 변화가 없다.
• Fe II* 및 Mg II 발광체는 은하 주요 시퀀스를 따르지만 강한 이원성 구조를 보인다: 10⁹ M⊙ 이하 및 SFR ≤1 M⊙ yr⁻¹인 은하는 오직 Mg II 발광만을 보이며, 10¹⁰ M⊙ 초과 및 SFR ≥10 M⊙ yr⁻¹인 은하는 오직 Fe II* 발광만을 보인다.
• Fe II* 및 Mg II 발광을 동시에 보이는 은하는 일반적으로 Mg II P-Cygni 프로파일을 보이며, 이는 밀도가 높고 먼지가 많은 은하간성 매질에서 공명 포획이 일어나고 있음을 시사한다.
• 순수한 Mg II 발광을 보이는 은하의 평균 항성 형성률 표면 밀도(−1.1 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²)는 Mg II P-Cygni 프로파일(−0.3 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²) 또는 Fe II* 발광을 보이는 은하(−0.5 M⊙ yr⁻¹ kpc⁻²)보다 낮으며, 이는 유출 잠재력이 낮음을 시사한다.
• UV1 Fe II λ2600 전이와 관련된 Fe II* λ2626 선은 UV2 Fe II λ2374 선보다 공명 포획과 먼지 흡수에 더 민감하여, 관측된 발광이 양자 보존 선 아래에 위치한다.
• Fe II* 발광은 항상 Fe II 및 Mg II 흡수(포함 P-Cygni 프로파일)와 함께 공존하지만, 순수한 Mg II 발광은 Fe II 흡수 또는 Fe II* 발광 없이 발생하므로, 서로 다른 형성 메커니즘을 가진다.