[论文解读] The Cluster Velocity Dispersion of the Abell 2199 cD Halo of NGC 6166

R. Bender, John Kormendy+2 more|arXiv (Cornell University)|Nov 10, 2014

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 190被引用 37

一句话总结

本研究利用霍比-艾伯利望远镜的光谱观测，测量了位于阿贝尔2199星系团中心的cD星系NGC 6166的速度弥散函数。结果发现，速度弥散从核心处的300 km s⁻¹上升至cD晕区的865 ± 58 km s⁻¹，与星系团的速度弥散819 ± 32 km s⁻¹一致，证实晕区的动力学受星系团主导，而非中心星系。该晕区在光度上不具明显特征，但最符合一个Sérsic指数n ≈ 8.3的单一Sérsic轮廓。

ABSTRACT

The Hobby-Eberly Telescope is used to measure the velocity dispersion profile of the nearest prototypical cD galaxy, NGC 6166 in cluster Abell 2199. We also present surface photometry from many telescopes. We confirm the defining feature of a cD -- a halo of stars that fills the cluster center and that is controlled by cluster gravity, not by the central galaxy. The velocity dispersion of NGC 6166 rises from 300 km/s at the center to 865 +- 58 km/s at 100 arcsec radius in the halo. This shows for the first time that the dispersion rises all the way to the cluster value, 819 +- 32 km/s. We find that the main body of NGC 6166 moves at 206 +- 39 km/s with respect to the cluster velocity, whereas the velocity of the cD halo is 70 km/s closer to the cluster velocity. These results support our picture that cD halos consist of stars that are stripped from cluster galaxies. But we do not confirm the view that cD halos are an extra, low-surface-brightness component that is distinct from the main body of a normal giant elliptical. Instead, all of the brightness profile of NGC 6166 outside its core is described to +- 0.037 mag/arcsec**2 by a single Sersic function with index n ~ 8.3. The cD halo is not recognizable from photometry alone. This blurs the distinction between cDs and similar-n core-boxy-nonrotating ellipticals. Both may have halos made largely via minor mergers and the accumulation of debris. However, the cD halo of NGC 6166 is as enhanced in alpha elements as the main body. Quenching of star formation in

研究动机与目标

• 测量最近的典型cD星系NGC 6166中cD晕区的径向速度弥散函数。
• 检验cD晕区是否在动力学上独立于中心星系，或受星系团引力主导。
• 利用多波段表面光度测量，确定cD晕区是否在光度上与星系主体明显分离。
• 通过比较速度弥散与光度轮廓，评估cD晕区的形成机制。
• 评估小质量并合与潮汐剥离在大Sérsic指数晕区形成中的作用，特别是在大质量椭圆星系与cD星系中。

提出的方法

• 利用霍比-艾伯利望远镜的马尔卡里低分辨率光谱仪（LRS）获取高分辨率光谱，测量恒星视线速度。
• 整合来自多个望远镜的档案影像数据（包括SDSS、CFHT、HST、2MASS及地面望远镜），构建复合表面亮度轮廓。
• 使用单一Sérsic函数拟合总亮度轮廓，以检验星系主体与晕区之间是否存在光度上的分离特征。
• 采用双组分分解模型（星系主体 + cD晕区），调整Sérsic指数以匹配观测到的σ(r)速度弥散函数。
• 将观测到的速度弥散函数与星系团动力学及X射线观测的预测结果进行比较，推断速度分布的各向异性。
• 通过元素丰度分析，比较cD晕区与星系主体中α元素的增强程度，评估恒星形成熄灭的历史。

实验结果

研究问题

• RQ1 NGC 6166的cD晕区速度弥散是否上升至与星系团速度弥散一致，表明星系团主导？
• RQ2 cD晕区在光度上是否与NGC 6166星系主体明显分离，或属于一个单一、延伸的Sérsic轮廓？
• RQ3 cD晕区与中心星系之间的动力学关系如何？晕区是随星系团运动，还是随中心星系运动？
• RQ4 cD晕区的运动学与光度特性如何与具有高Sérsic指数的核心-盒状-非旋转椭圆星系相比？
• RQ5 cD晕区的起源是什么？是来自星系团成员星系的潮汐剥离，还是通过小质量并合在原位形成？

主要发现

• NGC 6166的cD晕区速度弥散从r ≈ 10″处的~300 km s⁻¹上升至r ≈ 100″处的865 ± 58 km s⁻¹，与星系团速度弥散819 ± 32 km s⁻¹一致。
• NGC 6166星系主体相对于星系团平均速度的径向速度为+206 ± 39 km s⁻¹，而内层cD晕区则更接近星系团速度，约快70 km s⁻¹，表明存在动力学解耦。
• 核心之外的整个亮度轮廓均可由一个Sérsic指数n ≈ 8.3的单一Sérsic函数良好描述，未发现存在独立的、低表面亮度晕区成分。
• cD晕区在光度上不具明显特征，但在动力学上与高Sérsic指数的单一延伸系统一致。
• cD晕区的视星等为M_V ≈ -23.7，比室女座星系团中最亮星系还亮约0.5等。
• cD晕区表现出与星系主体相当的α元素丰度增强，表明恒星形成在约1 Gyr内迅速熄灭，与星系团核心长期演化历史一致。