A Multi-Wavelength Study of Galaxy Transition in Different Environments

Abstract

은하의 형태와 물리적인 특성들은 은하가 속한 환경에 따라 달라진다. 그러므로 은 하의 진화를 이해하기 위해서는 은하에 작용하는 환경 효과에 대한 이해가 동반되어야 한다. 본 학위논문은 다양한 환경에 위치하는 은하들의 다파장(0.2 − 25 μm) 특성과 환경 효과에 대한 네 편의 연구들로 구성되어 있다. 2장에서 우리는 SDSS와 WISE 자료를 이용한 Abell 2199 초은하단에 관한 연구 결과를 이야기한다. Abell 2199 초은하단은 여러 은하단과 은하군이 모여있는, 가까운 우주(z ∼ 0.03)에서 가장 무거운 은하 구조이다. 우리는 Abell 2199 초은하단에 소속된 은하들의 중적외선(MIR) 색지수-광도 분포로부터, 은하의 중간 진화 단계에 해당하 는 MIR Green Valley(MGV)를 정의하였다. MGV에 있는 은하들은 가시광 색등급 도에서는 Red Sequence에 위치한다. MGV 은하들은 Red Sequence에 함께 위치하는 MIR Blue 은하들과 비슷한 Dn4000과 별형성률(Star Formation Rates)를 갖는다. 항 성 종족 모형(stellar population model)이 예측하는 MGV 은하에 속한 별들의 평균 나이는 10−100억년으로, MIR Blue 은하들(> 100억년)보다 상대적으로 젊다. 이러한 결과들은 은하가 별형성 활동이 거의 완전히 멈춘 뒤에 MGV로 진입하며, MGV에서 수십억년의 시간을 보낸 뒤에 MIR Blue 은하로 진화한다는 것을 말해준다. 은하의 형 태를 살펴보았을 때, MGV에는 조기형 은하와 만기형 은하가 비슷한 비율로 존재한다. MGV 조기형 은하는 MGV 만기형 은하보다 고밀도 환경(은하단/은하군의 중심부)에 집중되어 있다. 이는 은하단과 은하군 중심부 환경이 MGV 만기형 은하에서 MIR 조기 형 은하로의 형태 변화에 영향을 주었음을 의미하는 관측적인 증거이다. MGV 만기형 은하가 매우 낮은 별형성 활동을 보임에도 불구하고 그 형태를 유지하고 있다는 것은 MGV 만기형 은하의 별형성률 변화에 미치는 환경 효과가 긴 시간에 걸쳐 천천히 작용 했다는 것을 말해준다. 그러므로 MGV 만기형 은하를 형성하는데 기여한 환경 효과는 Strangulation 혹은 Starvation일 가능성이 높다. 반면, MGV 만기형 은하에서 MGV 조기형 은하로의 형태 변화는 은하단/은하군 중심부에서 빈번히 일어나는 은하 병합 (merging) 및 조석 상호작용(tidal interaction)에 의한 것으로 보인다. 우리는 3장에서 밀집은하군(Compact Groups of Galaxies)에서 일어나는 은하 진 화에 대한 연구를 이야기한다. 밀집은하군은 약 100 kpc 이하의 좁은 공간에 3−10개의 은하들이 밀집해 있으며, 은하 간의 상호작용이 매우 활발한 환경이다. 우리는 Sohn et al. (2016)이 만든 밀집은하군 목록과 WISE 자료를 이용하여 밀집은하군에 속한 은하들의 MIR 특성들을 살펴보았다. 밀집은하군 은하들의 중적외선 [3.4] − [12] 색지 수는 은하단 은하들에 비해 평균적으로 작다. 이 결과는 밀집은하군에 위치한 은하들의 평균 별 나이(mean stellar age)가 좀 더 많다는 것을 의미한다. 또한, 밀집은하군은 은하단에 비해 낮은 MGV 은하 비율을 보인다. 이러한 작은 MGV 은하 비율은 저밀도 환경에 위치한 밀집은하군과 고밀도 환경에 위치한 밀집은하군 모두에서 발견된다. 이 는 밀집은하군에서 은하 진화가 빠르게 진행되었음을 의미한다. 고밀도 환경에 위치한 밀집은하군은 저밀도 환경에 위치한 밀집은하군보다 높은 비율의 조기형 은하들과 작 은 MIR 색지수를 갖는 은하들로 이루어져있다. 이는 밀집은하군이 주변 환경으로부터 멤버 은하를 새롭게 공급받는다는 것을 말해주는 관측적 증거이다. 우리는 이 연구를 통해 밀집은하군이 다른 은하 환경보다 은하 진화가 빠르게 진행되는 환경이며, 무거운 타원은하 형성에 크게 기여하는 환경임을 밝혀냈다. 4장에서는 Gemini-North 망원경의 GMOS IFU를 이용한 E+A 은하 연구 결과를 이야기한다. E+A 은하 스펙트럼에서 보이는 강한 발머흡수선(Hγ, Hδ, Hβ)은 젊은 A 형 별들의 존재를 의미한다. 하지만 젊은 별들이 주로 분포하는 은하들과는 달리, E+A 은하에서는 Hα와 같은 방출선이 거의 보이지 않는다. 이러한 스펙트럼의 특성은 E+A 은하가 10억년 전 쯤에 강한 별폭발을 겪었지만, 어떠한 이유 때문에 현재는 별형성 활동이 거의 멈춘 상태임을 말해준다. 그러므로 E+A 은하는 Post-Starburst 은하이며, 은하 진화의 중간 단계에 있는 대표적인 은하 종족으로 추정된다. E+A 은하의 젊은 A형 별들의 공간 분포는 별폭발 현상이 일어나는 영역에 대한 정보를 직접적으로 보 여준다. 기존의 수치실험에서는 은하 병합 시 가스가 은하 중심부로 모여들고, 은하 중심부로부터 반경 1 kpc 이내의 영역에서 강한 별폭발이 생긴다고 예측한다. 그러나 가까운(0.03 < z < 0.05) 다섯개의 E+A 은하들에 대한 우리의 관측 결과는 다섯 은하 모두에서 A형 별들이 1 kpc 영역 바깥까지 넓게 분포하고 있음을 보여준다. 우리는 A형 별들의 은하 집중도(central concentration)와 별폭발 세기 사이의 상관관계를 발견 하였다. 이 결과는 A형 별들의 공간 분포가 E+A 은하가 과거에 겪은 별폭발의 특성에 따라 다르게 나타날 수 있음을 말해준다. 마지막으로 우리는 5장에서 나선은하의 막대 구조와 활동성 은하핵(Active Galactic Nuclei, AGN) 간의 관계에 대한 연구 결과를 이야기한다. 이 연구에서는 약 9천개의 나선은하들과 Lee et al. (2012a)의 분류 결과를 이용하였다. AGN를 보유한 은하들은 그렇지 않은 은하들에 비해 2.5배 높은 확률로 막대 구조를 가지고 있으며, AGN 비 율도 막대를 가지지 않은 은하보다 막대은하에서 높게 나타난다. 그러나 은하의 u − r 색지수와 별질량(stellar mass)를 고정하고 비교했을 때는 앞의 결과가 발견되지 않는 다. 또한, AGN의 활동 세기를 의미하는 Eddington ratio를 비교한 결과 막대은하와 막대가 없는 은하 사이의 큰 차이를 발견하지 못하였다. 이 결과들은 AGN 활동이 막 대가 있는 경우에도 강하게 나타나지 않으며, 막대에 의해서 AGN의 세기가 증가되지 않음을 보여준다.

The role of environment in galaxy evolution is an important issue in recent astronomy. In order to better understand how environment affects galaxy transition from star-forming galaxies to quiescent galaxies, we conduct several studies using multi-wavelength data, from near-ultraviolet to mid-infrared (MIR), of nearby galaxies in various environments. First, using the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) data, we study the MIR properties of the galaxies in the A2199 supercluster at z = 0.03 to understand the star formation activity of galaxy groups and clusters in the supercluster environment. We classify the supercluster galaxies into three classes in the MIR color- luminosity diagram: MIR blue cloud (massive, quiescent and mostly early-type), MIR star-forming sequence (mostly late-type), and MIR green valley galaxies. These MIR green valley galaxies are distinguishable from the optical green valley galaxies, in the sense that they belong to the optical red sequence. We find that the fraction of each MIR class does not depend on virial mass of each group/cluster. We compare the cumulative distributions of surface galaxy number density and cluster/group-centric distance for the three MIR classes. MIR green valley galaxies show the distribution between MIR blue cloud and MIR star-forming sequence galaxies. However, if we fix galaxy morphology, early- and late-type MIR green valley galaxies show different distributions. Our results suggest a possible evolutionary scenario of these galaxies: 1) Late-type MIR star-forming sequence galaxies → 2) Late-type MIR green valley galaxies → 3) Early-type MIR green valley galaxies → 4) Early-type MIR blue cloud galaxies. In this sequence, star formation of galaxies is quenched before the galaxies enter the MIR green valley, and then morphological transformation occurs in the MIR green valley. Second, we study the MIR properties of galaxies in compact groups and their environmental dependence. We find that the MIR [3.4] − [12] colors of compact group early-type galaxies are on average bluer than those of cluster early-type galaxies. When compact groups have both early- and late-type member galaxies, the MIR colors of the late-type members in those compact groups are bluer than the MIR colors of cluster late-type galaxies. As compact groups are located in denser regions, they tend to have larger early-type galaxy fractions and bluer mean MIR colors of member galaxies. These trends are also seen for neighboring galaxies around compact groups. However, compact group member galaxies always have larger early-type galaxy fractions and bluer MIR colors than their neighboring galaxies. Our findings suggest that the properties of compact group galaxies depend on both internal and external environments of compact groups, and that galaxy evolution is faster in compact groups than in the central regions of clusters. Furthermore, our findings suggest that there is a connection between compact group members and their neighboring galaxies, and that neighboring galaxies are sources of compact group members.

Third, we present the two-dimensional distribution of stellar population in five E+A galaxies (0.03 < z < 0.05) from GMOS-N/IFU spectroscopy. Numerical simulations demonstrated that E+A galaxies formed by major mergers contain young stellar populations (e.g., A-type stars) that are centrally-concentrated within scales of 1 kpc. However, several IFU studies reported that A-type stars are widely distributed on >kpc scales. In contrast, Pracy et al. (2013) found a central concentration of A-stars and strong negative Balmer absorption line gradients within 1 kpc scales for local (z < 0.04) E+A galaxies. They claimed that previous studies failed to detect the central concentration because the E+A galaxies samples in previous studies are too far (z ∼ 0.1) to resolve the central kpc scales. To check Pracy et al.s argument and the expectation from simulations, we selected five E+A galaxies at 0.03 < z < 0.05. Thanks to good seeing (∼ 0.′′8 ≃ 0.7 kpc) of our observations, we are able to resolve the central 1 kpc region of our targets. We find that all five galaxies have negative Balmer line gradients, but that three galaxies have flatter gradients than those reported in Pracy et al. We discuss the results in relation with galaxy merger history. Finally, we investigate the connection between the presence of bars and AGN activity, using a volume-limited sample of ∼9,000 late-type galaxies with axis ratio b/a > 0.6 and Mr < −19.5 at low redshift (0.02 ≤ z ≲ 0.055), selected from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7. We find that the bar fraction in AGN-host galaxies (42.6%) is ∼2.5 times higher than in non-AGN galaxies (15.6%), and that the AGN fraction is a factor of two higher in strong-barred galaxies (34.5%) than in non-barred galaxies (15.0%). However, these trends are simply caused by the fact that AGN-host galaxies are on average more massive and redder than non-AGN galaxies because the fraction of strong-barred galaxies (fSB) increases with u − r color and stellar velocity dispersion. When u − r color and velocity dispersion (or stellar mass) are fixed, both the excess of fSB in AGN-host galaxies and the enhanced AGN fraction in strong-barred galaxies disappears. Among AGN-host galaxies we find no strong difference of the Eddington ratio distributions between barred and non-barred systems. These results indicate that AGN activity is not dominated by the presence of bars, and that AGN power is not enhanced by bars. In conclusion we do not find a clear evidence that bars trigger AGN activity.