[論文レビュー] Star formation along the Hubble sequence: Radial structure of the star formation of CALIFA galaxies

R. M. González Delgado, R. Cid Fernandes+22 more|arXiv (Cornell University)|Mar 2, 2016

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 108被引用数 80

ひとこと要約

本研究では、CALIFA調査の積分場分光法を用いて、ハッブル図にまたがる416個の銀河における半径方向の星形成率（SFR）をマッピングした。その結果、SFR面密度は半径方向に低下するが、スパイラル銀河間でほとんど変動がなく、星形成の主系列（MSSF）がほぼ一定の単位面積当たりのSFRとして確認された。一方、初期型銀河（E/S0）は抑制されており、星形成は主に後期スパイラル銀河（Sbc, Sc, Sd）のディスク領域に支配的であり、局所的なSFR面密度は0.0105 M⊙ yr⁻¹ Mpc⁻³であった。

ABSTRACT

The aim of this paper is to characterize the radial structure of the star formation rate (SFR) in galaxies in the nearby Universe as represented by the CALIFA survey. The sample under study contains 416 galaxies observed with IFS, covering a wide range of Hubble types and stellar masses. Spectral synthesis techniques are applied to obtain radial profiles of the intensity of the star formation rate in the recent past, and the local sSFR. To emphasize the behavior of these properties for galaxies that are on and off the main sequence of star formation (MSSF) we stack the individual radial profiles in bins of galaxy morphology and stellar masses. Our main results are: a) The intensity of SFR shows declining profiles that exhibit very little differences between spirals. The dispersion between the profiles is significantly smaller in late type spirals. This confirms that the MSSF is a sequence of galaxies with nearly constant intensity of SFR b) sSFR values scale with Hubble type and increase radially outwards, with a steeper slope in the inner 1 HLR. This behavior suggests that galaxies are quenched inside-out, and that this process is faster in the central, bulge-dominated part than in the disks. c) As a whole, and at all radii, E and S0 are off the MSSF. d) Applying the volume-corrections for the CALIFA sample, we obtain a density of star formation in the local Universe of 0.0105 Msun/yr/Mpc^{-3}. Most of the star formation is occurring in the disks of spirals. e) The volume averaged birthrate parameter, b'=0.39, suggests that the present day Universe is forming stars at 1/3 of its past average rate. E, S0, and the bulge of early type spirals contribute little to the recent SFR of the Universe, which is dominated by the disks of later spirals. f) There is a tight relation between the intensity of the SFR and stellar mass, defining a local MSSF relation with a logarithmic slope of 0.8.

研究の動機と目的

• 空間的解像度を有するデータを用いて、ハッブル図にまたがる銀河における星形成率（SFR）の半径方向構造を特徴づけること。
• SFR強度および特定星形成率（sSFR）がハッブル型および半径に応じてどのように変化するかを特定し、特に星形成の主系列（MSSF）との関係を明らかにすること。
• 異なる形態的タイプ（E, S0, スパイラル）が局所宇宙における全星形成率密度に果たす寄与を定量化すること。
• 星形成を制御する要因として、局所的要因（例：星の質量面密度）とグローバル要因（例：球状構造形成）の役割を評価すること。
• 独立的な推定値と照らし合わせることで、CALIFA調査の体積補正の妥当性を検証すること。

提案手法

• 10⁹から7×10¹¹ M⊙の多様なハッブル型と星の質量を有する416個の銀河をカバーする、CALIFA積分場分光法調査の2次元データカプセルを用いた。
• スペクトル合成技術を適用し、SFR面密度（Σ_SFR）および特定星形成率（sSFR = Σ_SFR / μ⋆）の2次元マップと半径方向プロファイルを導出した。
• 7つの形態的タイプ区分（E, S0, Sa, Sb, Sbc, Sc, Sd）および複数の星の質量区分におけるスタックド半径方向プロファイルを用い、系統的な傾向を明らかにした。
• CALIFAサンプルに体積補正を適用し、宇宙における局所的星形成率密度（ρ_SFR）を推定した。
• 現在のSFRが過去の平均率に対してどの程度であるかを評価するため、体積平均の出生率パラメータ b′ = SFR / ⟨SFR⟩_lifetime を計算した。
• 局所的なMSSF関係（Σ_SFR と μ⋆ の関係）を分析し、その傾きと散らばりをハッブル型ごとに定量化した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星形成率面密度（Σ_SFR）の半径方向プロファイルは、異なるハッブル型でどのように変化するか？
• RQ2 特定星形成率（sSFR）と Σ_SFR はどの程度半径方向に傾向を示すか？ これは内側から外側への抑制（inside-out quenching）をどのように示唆するか？
• RQ3 初期型（E/S0）および後期型（Sbc, Sc, Sd）銀河は、全局所的星形成率密度にどの程度寄与しているか？
• RQ4 局所的なMSSF関係（Σ_SFR 対 μ⋆）は、グローバルなMSSF（SFR 対 M⋆）と比較してどう異なるか？ その傾きと散らばりは、SFRの制御機構をどのように明らかにするか？
• RQ5 星形成の抑制を支配するのは、グローバルプロセス（例：球状構造形成）か、局所プロセス（例：ガス密度）か、どちらの寄与が大きいのか？

主な発見

• SFR面密度（Σ_SFR）は半径方向に低下し、1半光半径（HLR）における値は約20 M⊙ Gyr⁻¹ pc⁻²であり、スパイラル型間でほとんど変動がなく、星形成の主系列（MSSF）がほぼ一定の単位面積当たりのSFRとして確認された。
• sSFRは半径方向に外向きに増加し、内側1 HLRでは勾配が急である。これは内側から外側への抑制（inside-out quenching）を示し、バルジ支配型領域では抑制がディスク領域よりも速いことを示している。
• EおよびS0銀河はMSSFから著しく外れており、同質量のスパイラル銀河と比較してSFRが著しく低い。これは、それらが静的であることを確認している。
• 局所的SFR密度は ρ_SFR = (0.0105 ± 0.0008) M⊙ yr⁻¹ Mpc⁻³ であり、独立的な推定値と非常に良好に一致しており、CALIFAの体積補正が妥当であることを裏付けた。
• 体積平均の出生率パラメータは b′ = 0.39 ± 0.03 であり、現在のSFRが長期間平均の約3分の1であることを示しており、Sbc, Sc, Sd銀河のディスクが現在の星形成を支配している。
• Σ_SFR と μ⋆ の間にきわめて緊密な局所的MSSF関係が存在し、対数的傾きは0.8である。散らばりは主にハッブル型に起因しており、SFRの制御は局所的プロセス（例：ガス密度）が支配的であるのに対し、抑制はグローバルプロセス（例：球状構造形成）によって制御されていることが示された。