[논문 리뷰] VLA HI Imaging of the brightest spiral galaxies in Coma II. The HI Atlas and deep continuum imaging of selected early type galaxies

H. Bravo–Alfaro, V. Cayatte외 2명|ArXiv.org|2001. 09. 19.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 38인용 수 40

한 줄 요약

이 연구는 코마 은하단의 19개의 밝은 나선후성은하와 11개의 후성성은하에 대해 깊이 있는 VLA HI 및 전파 연속분광 관측을 수행하여, 은하단 내 물질(ICM)에 의한 램 압력 스트리핑이 관측된 HI 구조와 부족 현상을 설명할 수 있음을 밝혔다. 기대와는 달리 먼지에 둘러싸인 성성은하 활동은 발견되지 않았으며, 후성성은하는은하들은 낮은 항성 형성률(≤1 M⊙ yr⁻¹)을 보이며, 성성은하 활동 이후 기름이 급격히 고갈된다는 것을 시사한다. 이는 지속적인 숨겨진 활동이 아니라, 빠른 환경적 억제 메커니즘이 작용함을 의미한다.

ABSTRACT

In the first paper of this series we used HI observations of the 19 brightest spirals in Coma to analyze the dynamical state of the cluster. In this paper we present the detailed HI distribution and kinematics of the spirals that were detected in HI, and radio continuum data for a sample of star forming and post starburst galaxies in Coma. We discuss the importance of ICM-ISM interactions to explain the observed HI morphology. A rough comparison of observed HI sizes with predicted HI sizes from simulations by Abadi et al. (1999) gives reasonable agreement. We use the results on radio continuum emission to estimate the star formation rate in the PSB galaxies we pointed at. The radio continuum emission in the 11 so called post starburst galaxies, identified by Caldwell et al. (1993) in the cluster, is weak. Eight of the 11 were not detected down to a 3 sigma upper limit of 0.6 mJy. This sets an upper limit to the star formation rate in these galaxies of less than 0.2 solar masses per year. The three detected post starburst galaxies have a star formation rate of less than one solar mass per year. Thus none of the post starburst galaxies in Coma are dust enshrouded starbursts.

연구 동기 및 목표

• 코마 은하단의 가장 밝은 나선후성은하 19개의 HI 분포와 운동학을 고해상도 VLA 21 cm 관측을 통해 분석하기 위해.
• 은하단 내 물질(ICM)-은하간성물질(ISM) 상호작용이 HI 구조와 HI 부족 현상을 어떻게 형성하는지 평가하기 위해.
• 깊은 전파 연속분광 이미징을 통해 후성성은하의 항성 형성률(SFR)을 추정하고, 먼지에 둘러싸인 성성은하 활동에 대한 예측과 비교하기 위해.
• 환경적 과정인 램 압력 스트리핑 또는 기름 재흡착이 관측된 HI 부족 현상과 은하의 항성 형성 역사를 설명할 수 있는지 테스트하기 위해.
• 코마 은하단의 후성성은하들이 고적색도가 높은 은하단에서 관측된 바와 같이, 숨겨진 먼지에 둘러싸인 성성은하 활동을 겪고 있는지 확인하기 위해.

제안 방법

• 코마 은하단의 19개의 나선후성은하에 대해 깊이 있는 VLA 21 cm 선 관측을 수행하여 고해상도의 HI 지ap, 채널 지도, 속도장 생성하기 위해.
• 스펙트럼 선 관측의 부산물로 전파 연속분광 이미징을 활용하여, 11개의 후성성은하 및 활성 항성 형성은하에 대해 1.4 GHz에서의 복사세기 측정하기 위해.
• 전파 연속분광-항성 형성률 관계(SFR ∝ L_ν, 1.4 GHz)를 적용하여 비검출 사례에서 항성 형성률의 상한선 도출하기 위해.
• Abadi 등(1999) 및 Vollmer 등(2001b)의 램 압력 스트리핑 수치 시뮬레이션 예측과 관측된 HI 크기 및 구조 비교하기 위해.
• ICM 스트리핑 이후 기름 재흡착에 필요한 시간 스케일(약 5×10⁸년)을 추정하여, 재흡착된 기름이 스트리핑 이후 항성 형성 촉발 가능성을 검토하기 위해.
• HI 부족 현상, 후성성은하 위치, 은하단 중심에서 약 0.5 Mpc 거리의 파란 고리 영역(강화된 항성 형성) 간의 공간적 상관관계 평가하기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 코마 은하단의 나선후성은하에서 관측된 HI 구조는 램 압력 스트리핑 시뮬레이션 예측과 어느 정도 일치하는가?
• RQ2 코마 은하단의 후성성은하에서 현재 항성 형성률은 얼마이며, 중간 적색도에서 관측된 바와 같이 먼지에 둘러싸인 성성은하 활동을 겪고 있는가?
• RQ3 램 압력 스트리핑 이후 기름 재흡착이 코마 은하단의 파란 고리 영역(약 0.5 Mpc)에서 관측된 강화된 항성 형성 위치를 설명할 수 있는가?
• RQ4 코마 은하단의 후성성은하의 HI 질량과 항성 형성률은 고립된 필드 환경의 후성성은하와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 코마 은하단에서 나선후성은하가 S0은하로 전환되는 데 있어 은하 혼란 또는 ICM-ISM 상호작용 중 어느 것이 주요 메커니즘인가?

주요 결과

• 코마 은하단의 가장 밝은 나선후성은하들의 HI 구조와 운동학은 ICM에 의한 램 압력 스트리핑에 의해 예측된 바와 일치한다.
• 은하단 중심의 나선후성은하에서의 HI 부족 현상과 디스크 절단 현상은 은하 혼란이나 내부 과정이 아니라 ICM-ISM 상호작용에 의해 가장 잘 설명된다.
• 코마 은하단의 후성성은하는하들은 먼지에 둘러싸인 성성은하 활동의 증거를 보이지 않으며, 11개 중 8개는 전파 연속분광에서 검출되지 않았고, 3σ 상한선 0.6 mJy로, 이는 SFR < 0.2 M⊙ yr⁻¹에 해당한다.
• 검출된 3개의 후성성은하는하의 항성 형성률은 모두 1 M⊙ yr⁻¹ 이하이며, 강력한 숨겨진 항성 형성 활동이 일어나고 있지 않음을 시사한다.
• 약 5×10⁸년 동안의 기름 재흡착이 코마 은하단 중심에서 약 0.5 Mpc 거리의 관측된 파란 고리 영역의 항성 형성 강도를 설명할 수 있다. 이 지역에는 많은 파란 은하와 후성성은하가 존재한다.
• 후성성은하는하들의 항성 형성 활동이 급격히 억제되는 것은, 젊은 항성 집단과 낮은 HI 함량으로부터 유추되며, 이는 성성은하 활동 이후 기름 고갈이 원인임을 시사한다. 이는 지속적인 숨겨진 활동이 아니라, 빠른 환경적 억제 메커니즘이 작용함을 지지한다.