[論文レビュー] Molecular gas filaments and fallback in the ram pressure stripped Coma spiral NGC 4921

W. J. Cramer, Jeffrey D. P. Kenney+7 more|arXiv (Cornell University)|Jul 25, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 86被引用数 31

ひとこと要約

本研究は、CARMAおよびALMAを用いた高分解能CO(1-0)およびCO(2-1)観測を通じて、アーマ・プレッシャー剥がし銀河NGC 4921における分子ガスの降着の最初の観測的証拠を提示する。前方側に圧縮された分子ガス、主ガスディスクと運動的に関連するキロパーセクスケールのフィラメント、およびディスク面より後方にある3つのブルーシフトした分子雲を同定し、剥がされたガスの重力的降着を示唆する。これは標準的な剥離モデルに挑戦し、磁気的束縛がフィラメント形成に寄与している可能性を示唆する。

ABSTRACT

We investigate the effects of ram pressure on the molecular ISM in the disk of the Coma cluster galaxy NGC 4921, via high resolution CO observations. We present 6" resolution CARMA CO(1-0) observations of the full disk, and 0.4" resolution ALMA CO(2-1) observations of the leading quadrant, where ram pressure is strongest. We find evidence for compression of the dense interstellar medium (ISM) on the leading side, spatially correlated with intense star formation activity in this zone. We also detect molecular gas along kiloparsec-scale filaments of dust extending into the otherwise gas stripped zone of the galaxy, seen in HST images. We find the filaments are connected kinematically as well as spatially to the main gas ridge located downstream, consistent with cloud decoupling inhibited by magnetic binding, and inconsistent with a simulated filament formed via simple ablation. Furthermore, we find several clouds of molecular gas $\sim 1-3$ kpc beyond the main ring of CO that have velocities which are blueshifted by up to 50 km s$^{-1}$ with respect to the rotation curve of the galaxy. These are some of the only clouds we detect that do not have any visible dust extinction associated with them, suggesting that they are located behind the galaxy disk midplane and are falling back towards the galaxy. Simulations have long predicted that some gas removed from the galaxy disk will fall back during ram pressure stripping. This may be the first clear observational evidence of gas re-accretion in a ram pressure stripped galaxy.

研究の動機と目的

• Coma銀河団に属するほぼ縁面を向いたスパイラル銀河NGC 4921における、アーマ・プレッシャー剥がしが分子間銀河媒体（ISM）に与える影響を調査すること。
• 特に前方クアッドラントにおいて、強いアーマ・プレッシャーが作用する領域における分子ガスの構造、運動学、および運命を特定すること。
• シミュレーションで予測されるガスの降着を検証するため、ほこりの減光と関連しない運動的に明確に分離されたブルーシフトした分子雲の探索を行うこと。
• 観測されたフィラメントが、分離した雲の剥離によるものか、あるいは磁気的抑制によって生じる雲の分離の抑制によるものかを評価すること。
• 圧縮されたガスおよび降着ガスが、剥がされた銀河における星形成を維持し、消滅を遅らせる役割をどのように果たしているかを定量化すること。

提案手法

• NGC 4921の全ディスクを6.5"解像度でCARMA CO(1-0)観測し、分子ガスの分布と表面輝度をマッピングした。
• 前方クアッドラントを0.45"解像度でALMA CO(2-1)観測し、220–170 pc解像度でフィラメントの運動学的および質量プロファイルを解明した。
• HSTからのほこりフィラメントと、若い星団との間の空間的および運動的相関を分析した。
• 観測されたフィラメントの質量および速度プロファイルを、剥離された雲の尾を再現する流体力学的シミュレーションと比較し、形成メカニズムを評価した。
• CO発光とほこり減光比を用いて視線方向の位置を推定し、銀河の回転曲線より25–50 km s⁻¹低い速度を持つブルーシフトした分子雲を同定・測定した。
• CASAおよびカスタムIDR/Pythonツール（例：maskmoment、mommaps）を用いて、ALMAおよびCARMAのデータキューブを低減・分析した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 NGC 4921の前方側に、アーマ・プレッシャーによって分子ガスが圧縮されており、その圧縮が星形成の増強と空間的に相関しているか？
• RQ2 前方剥がし領域に見られるキロパーセクスケールのほこりおよび分子ガスフィラメントは、分離した雲の剥離尾であるか、それとも主ガスディスクと運動的および空間的に関連しているか？
• RQ3 ほこりの減光を示さないブルーシフトした分子ガス雲が存在し、それらがディスク面より後方にあること、すなわち銀河に戻って降着していることを示唆しているか？
• RQ4 観測されたフィラメントの性質（質量、表面密度、運動学）は、アーマ・プレッシャー剥がしの流体力学的シミュレーションの予測とどのように一致するか？
• RQ5 磁気的場が雲の分離を抑制し、持続的で高表面密度のフィラメントを形成する役割を果たしているか？

主な発見

• CO(1-0)のピーク表面輝度は、アーマ・プレッシャーが最も強い前方側に位置しており、分子ガスの圧縮を示している。
• 2 kpcの長さ、0.5 kpcの幅、質量4.3 × 10⁷ M⊙、平均表面密度44 M⊙ pc⁻²のフィラメントは、空間的および運動的に主COリングと接続されており、分離した剥離尾ではないことを示している。
• 観測されたフィラメントは、シミュレートされた剥離フィラメントと比較してはるかに高い表面密度と均一な質量プロファイルを示しており、磁気的束縛によって保持されている可能性を示唆している。
• ブルーシフトした速度（25–50 km s⁻¹）を示し、表面密度25–55 M⊙ pc⁻²の3つの分子雲はほこりの減光を示さず、ディスク面より後方にあるとされ、銀河に戻って降着している。
• これらの降着雲におけるCO発光とほこり減光比は、主COリングと比較して少なくとも10倍高い。これは、雲がディスク面の後方にあることを支持する。
• シミュレーション比較に基づき、ブルーシフトした速度残差は、遅い方位運動よりも垂直方向の降着によって最もよく説明される。