Star Formation Activity of Galaxies Undergoing Ram Pressure Stripping in the Virgo Cluster

Abstract

We study galaxies undergoing ram pressure stripping in the Virgo cluster to examine whether we can identify any discernible trend in their star formation activity. We first use 48 galaxies undergoing different stages of stripping based on HI morphology, HI deficiency, and relative extent to the stellar disk, from the VIVA survey (VLA Imaging survey of Virgo galaxies in Atomic gas). We then employ a new scheme for galaxy classification which combines HI mass fractions and locations in projected phase space, resulting in a new sample total of 241 galaxies. We utilize a variety of star formation tracers, which include g - r, WISE [3.4] - [12] colors, and starburstiness that are defined by stellar mass and star formation rates to compare the star formation activity of galaxies at different stripping stages. We find no clear evidence for enhancement in the integrated star formation activity of galaxies undergoing early to active stripping. We are instead able to capture the overall quenching of star formation activity with increasing degree of ram pressure stripping, in agreement with previous studies. Our results suggest that if there is any ram pressure stripping induced enhancement, it is at best locally modest, and galaxies undergoing enhancement make up a small fraction of the total sample. Our results also show that it is possible to trace galaxies at different stages of stripping with the combination of HI gas content and location in projected phase space, which can be extended to other galaxy clusters that lack high-resolution HI imaging.

처녀자리 (Virgo) 은하단에서 충차압에 의한 가스 손실 (ram pressure stripping) 을 겪는 은하들의 항성 형성 활동 (star formation activity) 이 시간에 따라 어떻게 변하는지에 대한 연구를 수행하였다. 먼저, VLA Imaging survey of Virgo galaxies in Atomic gas (VIVA)를 통해서 고해상도 중성 수소 (HI) 선 관측이 이루어진 48개의 은하들을 기반으로 연구를 시작하였다. 이 48개의 은하들은 중성 수소 형태 (HI morphology), 중성 수소 결핍 (HI deficiency), 그리고 중성 수소 대 항성 원반 범위의 비율 (relative extent to the stellar disk) 으로 각각 다른 가스 손실 단계로 분류가 가능하였다. 그 후, 중성 수소 대 항성 질량비 (HI mass fraction)와 투영 위상 공간 (projected phase space) 에서의 위치를 결합하여 새로운 은하 분류 방법을 적용하며 최종 샘플 수가 241개로 늘어났다. 다른 가스 손실 단계에서의 항성 형성 활동의 차이를 비교하기 위해 다양한 항성 형성 추적자 (star formation tracers) 을 사용하는데, g - r, WISE [3.4] - [12] 색지수, 그리고 항성 질량과 항성 형성률로 정의 된 starburstiness이라는 매개 변수를 사용했다. 가스 손실을 활발하게 겪고 있는 은하들의 적분 된 항성 형성 활동이 향상이 됐다는 명확한 증거는 찾을 수가 없었다. 반면에 충차압의 강도가 증가하면서 전체적으로 항성 형성이 억제되는 현상을 확인할 수 있었고, 이 점은 선행 연구의 결과와 일치하였다. 충차압에 의해 가스 손실이 일어나면서 항성 형성 향상이 있다한들, 기껏해야 국지적으로 미미하거나 그러한 은하들이 총 샘플에서 작은 부분을 차지하는 것으로 보인다. 본 연구에서 강조하고 싶은 점은, 중성 수소 대 항성 질량비와 투영 위상 공간에서의 위치를 결합을 하여 은하를 분류할 경우, 각각 다른 손실 단계에 있는 은하들을 추적할 수 있을 뿐더러, 이 방법은 고해상도 중성 수소 자료가 없는 은하단에도 적용이 가능할 것으로 보인다.