[論文レビュー] Molecular gas in the galaxy M83. II - Kinematics of the molecular gas

A. Lundgren, H. Olofsson+2 more|ArXiv.org|Apr 1, 2004

Scientific Research and Discoveries参考文献 39被引用数 27

ひとこと要約

本研究では、SEST望遠鏡を用いた12 CO(1–0)および(2–1)線観測から、ばりん型渦巻銀河M83の分子ガスの運動学を提示する。回折波動が流れ運動を駆動すること、ガス表面密度が渦巻き腕でToomre臨界閾値を超えており、H ii領域および巨大分子集合体と相関していることから、動的誘発星形成が確認された。

ABSTRACT

We present the kinematics of the molecular gas in the barred spiral galaxy M83 (NGC5236). The study is based on ^{12}CO(J=1--0 and 2--1) observations with the Swedish-ESO Submillimetre Telescope (SEST). Iso-velocity maps of the entire optical disk, 10'x10' or 13x13 kpc, are produced. They show the pattern of an inclined, rotating disk, but also the effects of streaming motions along the spiral arms. A dynamical mass of about 6x10^10 M_sun is estimated by fitting the rotation curve of an exponential disk model to these data. The gas constitutes about 13% of the disk mass. The pattern speed is determined from the residual velocity pattern The locations of various resonances are discussed. The molecular gas velocity dispersion is determined, and a trend of decreasing dispersion with increasing galactocentric radius is found. A total gas (H_2+HI+He) mass surface density map is presented, and compared to the critical density for star formation of an isothermal gaseous disk. The critical density is exceeded in the spiral arms, but not in the interarm regions. The locations of Giant Molecular Associations (GMAs) and HII regions are consistent with this scenario of dynamically induced star formation.

研究の動機と目的

• CO線放射を用いてM83の全光学的ディスクにわたる分子ガスの運動学をマッピングすること。
• 速度場モデリングを用いて、銀河の回転ディスクの動的質量およびパターン速度を特定すること。
• 渦巻き密度波が重力不安定性を引き起こし、星形成を誘発する役割を評価すること。
• 観測されたガス表面密度を、重力的収縮のための臨界Toomre安定性閾値と比較すること。
• 高ガス表面密度領域、速度分散、および星形成領域（H iiおよびGMAs）の空間的相関を調査すること。

提案手法

• 10′ × 10′の領域（13 × 13 kpc）で、スウェーデン-ESO準分子波望遠鏡（SEST）を用いて12 CO(1–0)および(2–1)線放射データを取得した。
• 等速度マップを作成し、速度場に指数的ディスクモデルをフィットして回転曲線を導出した。
• Toomre基準を用いて重力不安定性のための臨界質量表面密度（Σcr）を計算した：Σcr = 2.5κc²/G、ここでκは準円運動周波数である。
• 局所的重力的安定性を評価するために、比Υ = Σgas / Σcrを計算した。Υ > 1は不安定性を示す。
• 残差速度パターンを分析して、渦巻き密度波ダイナミクスを示す流れ運動および分岐を特定した。
• COの速度分散およびGMA間隔を、重力不安定ディスクの最も成長が速いモードに関する理論的予測と比較した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M83の分子ガスの速度場は、円運動からどのようにずれているのか。その原因は何か。
• RQ2 M83のホルムブルク半径内での動的質量は何か。分子ガスはその質量にどの程度寄与しているか。
• RQ3 ディスクのどの領域でガス表面密度がToomre臨界閾値を超えており、星形成とどのように関連しているか。
• RQ4 観測された巨大分子集合体（GMA）間隔は、ガス分散および表面密度に基づく理論的予測とどのように比較できるか。
• RQ5 渦巻き密度波は、ガスの組織化、流れ運動の誘発、重力的収縮の誘発において果たす役割は何か。

主な発見

• M83の分子ガスは、流れ運動を伴う規則的で傾いた回転ディスクを示しており、これは渦巻き密度波パターンの存在を示している。
• M83のホルムブルク半径内での動的質量は6 × 10¹⁰ M⊙と推定され、分子ガスは全ディスク質量の約13%を占めている。
• 回転曲線は対称的で、指数的ディスクモデルに良く適合しており、HαおよびH iから導かれた回転曲線とも一致している。
• 残差速度パターンには、西側で分岐が観測され、これは渦巻き密度波の共回転半径が分岐の位置に位置していることに合致している。
• 分子ガスの速度分散は、銀河中心からの距離が増加するにつれて単調に減少するが、ビームのスメアリングがこの傾向に寄与している可能性がある。
• ガス表面密度は、渦巻き腕でToomre臨界密度（Σcr）を超えており（Υ ≈ 1–2）、間腕領域は安定している（Υ < 1）。この比は、H ii領域およびGMAsの位置と強く相関している。