The current hierarchical model of galaxy formation predicts that galaxy halos contain merger relics in the form of long stellar streams. In order to find stellar substructures in galaxy, we focused our investigation on the stellar spatial density around globular clusters and on the quantitative properties of the evolved sequences in the color-magnitude diagrams (CMDs). First, we investigated the spatial configuration of stars around five metal-poor globular clusters in halo region (M15, M30, M53, NGC 5053, and NGC 5466) and one metal-poor globular cluster in bulge region (NGC 6626). Our findings indicate that all of these globular clusters show strong evidence of extratidal features in the form of extended tidal tails around the clusters. The orientations of the extratidal features show the signatures of tidal tails tracing the clusters' orbits and the effects of dynamical interactions with the galaxy. These features were also confirmed by the radial surface density profiles and azimuthal number density profiles. Our results suggest that these six globular clusters are potentially associated with the satellite galaxies merged into the Milky Way. Second, we derived the morphological parameters of the red giant branch (RGB) from the near-infrared CMDs of 12 metal-poor globular clusters in the Galactic bulge. The photometric RGB shape indices such as colors at fixed magnitudes, magnitudes at fixed colors, and the RGB slope were measured for each cluster. The magnitudes of the RGB bump and tip were also estimated. The derived RGB parameters were used to examine the overall behavior of the RGB morphology as a function of cluster metallicity. The behavior of the RGB shape parameters was also compared with the previous observational calibration relation and theoretical predictions of the Yonsei-Yale isochrones. Our results of studies for stellar spatial distribution around globular clusters and the morphological properties of RGB stars in globular clusters could add further observational evidence of merging scenario of galaxy formation.
일반적인 선박 내 통신은 재질의 특성상 기존 RF기반 무선통신 기술을 적용하는 데 제약이 따른다. 가시광통신 기술은 가시광을 통신수단으로 하기 때문에 전파제약이나 간섭 같은 기존 무선통신 기술의 문제점을 해결할 수 있으며, LED조명을 활용한 통신과의 융합으로 추가적인 설비 요구가 상대적으로 낮고, 가시광을 이용함에 따라 인체에도 무해하다는 장점이 있다. 본 논문에서는 256Kbps급, 5m 전송 거리 급의 가시광통신 기술을 선박 내 통신에 적용함으로써 일반적인 RF통신기기 적용이 어려운 여건에서의 응급호출 시스템 솔루션을 제안하고, 제안 시스템의 실제구현과 시험을 통하여 그 타당성을 검증한 결과를 제시하였다.
SX Phe형에 속하는 다주기 변광성 BL Camelopardalis (GD428)에 대하여 전하결합소자(CCD)를 사용한 시계열 차등광전측광을 수행하였다. 관측데이터를 최소자승법과 푸리에 분해(Fourier Decom-position) 방법을 사용하여 주기분석을 시도하였는데 이 변광성의 첫 번째 주기는 0.0391일, 두 번째 주기는 0.0317일 값으로 결정되었고 주기비(PI/PO)는 0.81로 이 변광성은 두 개의 진동양식으로 맥동하는 변광성임을 확인할 수 있었다. 이 주기비 값은 다른 SX Phe형 변광성에 대하여 알려진 값 0.78과 차이가 있고 또한 금속함량비와 주기비 사이의 관계에서도 역시 BL Cam은 다른 SX Phe형 변광성과는 상당한 차이를 보여 이 변광성이 모든 SX Phe형 변광성중에서 매우 극단적인 성질을 갖고 있다는 사실을 확인하였다.
We report the distance modulus of nearby dwarf irregular galaxy NGC 6822 estimated from the so-called Tip of Red-giant Branch (TRGB) method. To detect the apparent magnitudes of the TRGB we use the color-magnitude diagrams (CMDs) and luminosity functions (LFs) in the near-infrared JHK bands. Foreground stars, main-sequence stars, and supergiant stars have been classified on the (g - K, g) plane and removed on the near-infrared CMDs, from which only RGB and AGB stars are remained on the CMDs and LFs. By applying the Savitzky-Golay filter to the obtained LFs and detecting the peak in the second derivative of the observed LFs, we determined the apparent magnitudes of the TRGB. Theoretical absolute magnitudes of the TRGB are estimated from Yonsei-Yale isochrones with the age of 12Gyr and the metallicity range of -2.0 <[Fe/H]< -0.5. The derived values of distance modulus to NGC 6822 are (m - M) = $23.35{\pm}0.26$, $23.20{\pm}0.42$, and $23.27{\pm}0.50$ for J, H, and K bands, respectively. Distance modulus in bolometric magnitude is also derived as (m - M) = $23.41{\pm}0.17$. We compare the derived values of the TRGB distance modulus to NGC 6822 in the near-infrared bands with the previous results in other bands.
Five different calibrations of metal abundances of globular clusters are examined and these are compared with metallicity ranking parameters such as $(Sp)_c$, . Q39 and IR-indices. Except for the calibration $[Fe/H]_H$ by the high dispersion echelle analysis. the other calibration scales are correlated with the morphological parameters of red giant branch. In the $[Fe/H]_H$-scale. the clusters later than ${\sim}F8$ have nearly a constant metal abundance. $[Fe/H]_H{\simeq}-1.05$, regradless of morphological characteristics of horizontal branch and red giant branch. By the two fundamental calibration scales of $[Fe/H]_L$ (derived by the low dispersion analysis) and $[Fe/H]_{{\Delta}s}$ (derived by the spectral analysis of RR Lyrae stars). the globular clusters are divided into the halo clusters with [Fe/H]<-1.0 and the disk clusters confined within the galactocentric distance ${\tau}_G=10\;kpc$ and galactic plane distance |z|=3 kpc. In this case the abundance gradient is given by d[Fe/H]/$dr_G{\approx}-0.05\;kpc^{-1}$ and d[Fe/H]/$d|z|{\simeq}-0.08\;kpc^{-1}$ within ${\tau}_G=20\;kpc$ and |z|=10 kpc, respectively. According to these characteristics of the spatial distribution of globular clusters. the chemical evolution of the galactic globular clusters can be accounted for by the two-zone (disk-halo) slow collapse model when the $[Fe/H]_L$-or $[Fe/H]_{{\Delta}s}$-scale is applied. In the case of $[Fe/H]_H$-scale, the one-zone fast collapse model is preferred for the evolution of globular clusters.
We will present a discovery of an elliptical jellyfish galaxy in Abell 2670 (Sheen et al. 2017, ApJL, 840, L7). Our MUSE IFU spectra revealed a rotating gas disk in the center of the galaxy and long ionised gas tails emanating from the disk. Its one-sided tails and a tadpole-like morphology of star-forming blobs around the galaxy suggested that the galaxy is experiencing strong ram-pressure stripping in the cluster environment. Stellar kinematics with stellar absorption lines in the MUSE spectra demonstrated that the galaxy is an elliptical galaxy without any hint of a stellar disk. Then, the primary question would be the origin of the rich gas component in the elliptical galaxy. A plausible scenario is a wet merger with a gas-rich companion. In order to investigate star formation history of the system (the galaxy and star-forming blobs), we derived star-formation rate and metallicity from the MUSE spectra. Photometric UV-Optica-IR SED fitting was also performed using GALEX, SDSS, 2MASS and WISE data, to estimate dust and gas masses in the system. For a better understanding of star formation history and environmental effect of this galaxy, FIR/sub-mm follow-up observations are proposed.
For the well observed 16 globular clusters with known metal abundance (Z), the helium abundances (Y) and ages are determined by various methods, and the relations between Y, Z and age are examined. The luminosity $L_{RR}$ of RR Lyrae stars is known to be dependent of evolutionary models and pulsation theory in the sense that the pulsation theory and horizontal branch (HB) models yield the anticorrelation between $L_{RR}$ and Z whereas main sequence (MS) and red giant branch (RGB) models yield the direct correlation between them. Similarly the anticorrelation between Y and Z is obtained from the HB models and pulsation theory whereas the direct correlation between them is obtained when the RGB model is applied. The current evolutionary models yield the anticorrelation between Z and age of clusters whenever the direct correlation between Y and Z holds. However when the anticorrelation between Y and Z is applied for age determination, the similar age of clusters is obtained as shown by Sandage (1982b). The ages, which are determined by the fitting of C-M diagrams to isochrones in the ($M_v$, B-V)-plane, suggest the two different chemical enrichment processes, which could be accounted for by the disk-halo model for the chemical evolution of the Galaxy (Lee and Ann 1981). Also it is known that the R-method is very useful for Y-determination and the derived Y's show the increasing rate of $\frac{{\Delta}Y}{{\Delta}Z}{\simeq}0.5$ which is comparable to the observed value of $\frac{{\Delta}Y}{{\Delta}Z}{\simeq}0.3$ from HII regions and planetary nebulae by Peimbert and Torres-Peimbert (1976). In this case, the age-metallicity relation of globular clusters could be explained by the disk-halo model.
We have investigated the radial g-r color gradients of early-type galaxies in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) DR6 in the redshift range 0.00$H{\beta}$ absorption-line strengths and/or emission-line ratios that are indicative of the presence of young stellar populations. This implies that most of the residual star formation in early-type galaxies is centrally concentrated. Blue-cored galaxies are predominantly low-velocity dispersion systems. A simple model shows that the observed positive color gradients are visible only for a billion years after a star formation episode for the typical strength of recent star formation. The observed effective radius decreases and the mean surface brightness increases due to this centrally concentrated star formation episode. As a result, the majority of blue-cored galaxies may lie on different regions in the fundamental plane (FP) from red-cored ellipticals. However, the position of the blue-cored galaxies on the FP cannot be solely attributed to recent star formation but requires substantially lower velocity dispersion. We conclude that a low-level of residual star formation persists at the centers of most of low-mass early-type galaxies, whereas massive ones are mostly quiescent systems with metallicity-driven red cores.
We present ultraviolet (UV) photometric properties of dwarf galaxies in Fornax cluster and Ursa Major group in comparison with Virgo cluster using GALEX data. We construct UV color-magnitude relations (CMRs) of dwarf galaxies matching with available optical photometry and SDSS data. Majority of dwarf galaxies in Fornax cluster show sequence in UV CMRs consistent with that of dwarf elliptical (dEs) in Virgo cluster indicating similar age and metallicity properties of dEs in two clusters. The dS0 sequence in Fornax cluster is not distinct as much as that in Virgo cluster. Dwarf galaxies in outer region of the Fornax cluster show more bluer UV colors with a wide scatter in CMRs, which indicates recent star formation activity. We show that the UV colors of dwarf galaxies are related with the distribution and strength of the X-ray emission in the cluster. In contrast to the Fornax cluster, most dwarf galaxies in Ursa Major group are located in the blue cloud showing recent or on-going star formation, and few galaxies show characteristics of dEs. We discuss relationship between UV properties of dwarf galaxies and different environment of cluster.
Star forming dwarf galaxies in various environments are attractive objects for investigating the environmental effects on chemical evolution of dwarf galaxies. Using SDSS DR7 spectroscopic data and GALEX ultraviolet (UV) imaging data, we study the chemical properties of star forming dwarf galaxies in various environments of the Virgo cluster, Ursa Major group, and field. We derived gas-phase abundance, galaxy mass, and UV specific star formation rate (sSFR) of subsample, early-type (ETD) and late-type star forming dwarf (LTD) galaxies, which are divided by visually classified galaxy morphology. We found no O/H enhancement of LTDs in cluster and group environments compared to the field, implying no environmental dependence of the mass-metallicity relation for LTDs. LTDs in the Virgo cluster and Ursa Major group have similar sSFR at a given galaxy mass, but they exhibit systematically lower sSFR than those in isolated field environment. We suggest that LTDs in the Virgo cluster are an infalling population that was recently accreted from the outside of the cluster. We found that ETDs in the Virgo cluster and Ursa Major group exhibit enhanced O/H compared to those in the field. However, no distinct difference of N/O of galaxies between different environments. The chemically evolved ETDs in the Virgo cluster and Ursa Major group also show similar mass-sSFR relation, but systematically lower sSFR at a fixed galaxy mass compared to the field counterparts. We suggest that ETDs in the Virgo cluster and Ursa Major group have evolved under the similar local environments. We also discuss the evolutionary path of ETDs and LTDs with respect to the environmental effects of ram pressure stripping and galaxy interaction/merging.
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[게시일 2004년 10월 1일]
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