[論文レビュー] A complete 12CO 2-1 map of M51 with HERA: I. Radial averages of CO, HI, and radio continuum

K. Schüster, C. Krämer+3 more|ArXiv.org|Sep 25, 2006

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 55被引用数 81

ひとこと要約

本研究では、IRAM 30m望遠鏡のHERA受信機を用いて、相互作用するスパイラル銀河M51の完全な12CO 2–1マップを取得し、分解能450 pcを達成した。CO、HI、20 cm電波連続放射データを組み合わせることで、指数n = 1.4 ± 0.6の径方向シュナイダー則が明らかとなり、全ガス表面密度と星形成率の強い相関が示された。また、ガス消費時間は0.1–1 Gyrと短く、非相互作用銀河に比べて短いことが判明した。これは潮汐相互作用によるものと推定される。

ABSTRACT

The mechanisms governing the star formation rate in spiral galaxies are not yet clear. The nearby, almost face-on, and interacting galaxy M51 offers an excellent opportunity to study at high spatial resolutions the local star formation laws. In this first paper, we investigate the correlation of H2, HI, and total gas surface densities with the star forming activity, derived from the radio continuum (RC), along radial averages out to radii of 12kpc. We have created a complete map of M51 in 12CO 2-1 at a resolution of 450kpc using HERA at the IRAM-30m telescope. These data are combined with maps of HI and the radio-continuum at 20cm wavelength. The latter is used to estimate the star formation rate (SFR), thus allowing to study the star formation efficiency and the local Schmidt law. The velocity dispersion from CO is used to study the critical surface density and the gravitational stability of the disk. The critical gas velocity dispersions needed to stabilize the gas against gravitational collapse in the differentially rotating disk of M51 using the Toomre criterion, vary with radius between 1.7 and 6.8 km/s. Observed radially averaged dispersions derived from the CO data vary between 28 km/s in the center and 8 km/s at radii of 7 to 9 kpc. They exceed the critical dispersions by factors Q_gas of 1 to 5. We speculate that the gravitational potential of stars leads to a critically stable disk.

研究の動機と目的

• 相互作用するスパイラル銀河M51における分子ガス（CO）、原子ガス（HI）、星形成活動の径方向相関を調査すること。
• 電波連続放射を星形成率のトレーサーとして用いて、星形成効率とガス消費 timescale を特定すること。
• トゥーマー基準を用いて重力的安定性を評価し、観測されたドレープ速度分散とディスク安定性の臨界値を比較すること。
• ガス表面密度の径方向進化とその局所的シュナイダー則への寄与を分析すること。

提案手法

• 12CO 2–1マップは、IRAM 30m望遠鏡のHERA受信機を用いて作成され、 beam 分解能は11"（約450 pc）であった。
• CO、HI、20 cm電波連続放射の径方向平均を抽出し、表面密度と単位面積あたりの星形成率を計算した。
• 星形成率は、電波輝度とSFRを結ぶキャリブレーションを仮定して、20 cm電波連続放射から導出した。
• 重力的安定性のための臨界速度分散を計算するためにトゥーマー基準が適用され、観測されたCO線幅と比較された。
• 局所的シュナイダー則は、径方向プロファイルにΣ_SFR ∝ Σ_gas^n をフィットさせ、log-logプロットにおける線形回帰によりnを導出した。
• ビームスメアリングおよびノイズ補正が行われ、3σ検出限界は1.7 × 10^5 M⊙であった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M51の径方向プロファイルに沿って、全ガス表面密度（Σ_gas）と星形成率表面密度（Σ_SFR）の相関関係はいかなるものか？
• RQ2 分子ガスおよび原子ガス表面密度の径方向進化は何か？また、HIがH2を上回る半径はどのくらいか？
• RQ3 観測されたCO線幅は、トゥーマー基準による重力的安定性に必要な臨界幅と比べてどうか？
• RQ4 M51の全ガス消費時間スケールは何か？非相互作用銀河と比較するとどうか？
• RQ5 なぜM51の星形成効率は他の通常の銀河よりも高いのか？NGC 5195との相互作用は果たす役割は何か？

主な発見

• M51の全分子ガス質量は1.94 × 10^9 M⊙であり、全HI/H2質量比は1.36であった。
• 中心部では全ガス表面密度が約70 M⊙ pc⁻²から、12 kpcでは約3 M⊙ pc⁻²に低下し、HI/H2比は同じ範囲で約0.1から約20に増加した。
• 中心部の星形成率単位面積あたりは約400 M⊙ pc⁻² Gyr⁻¹から、外縁部では約2 M⊙ pc⁻² Gyr⁻¹に低下した。
• 径方向シュナイダー則はΣ_SFR ∝ Σ_gas^n でよく記述され、べき乗則指数はn = 1.4 ± 0.6であった。これは孤立ディスクのSPHシミュレーションと整合的であった。
• 観測されたCO線幅（中心部で28 km s⁻¹、7–9 kpcで約8 km s⁻¹）は、臨界幅（1.7–6.8 km s⁻¹）を1～5倍上回っており、高いSFRにもかかわらずディスクが重力的に安定であることを示唆した。
• 全ガス消費時間は0.8 Gyrであり、非相互作用銀河に比べて顕著に短く、NGC 5195との潮汐相互作用による星形成効率の向上が原因であると考えられた。