[論文レビュー] The Molecular Front in Galaxies II : Galactic-scale Gas Phase Transition of HI and H2

Mareki Honma, Yoshiaki Sofue+1 more|arXiv (Cornell University)|Jul 25, 1995

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、銀河内の原子状（HI）から分子状（H₂）ガスへの移行が、銀河規模の星間圧力（P）、UV放射（U）、金属量（Z）の勾配によって駆動される狭い半径範囲内で急激に起こることを提案している。P、U、Zが銀河中心からの半径に従って指数関数的に減少するモデルを用いて、著者らは金属量が分子フロント形成において支配的であることを示し、観測された銀河全体の分子分率をうまく再現した。

ABSTRACT

We have examined the distribution of HI and H$_2$ gases in four face-on galaxies by using the observed dat a of CO and HI line emissions from the literatures. We demonstrate that the gas phase transition of HI and H$_2$ occurs suddenly within a narrow range of radi us, which we call the molecular front. We have tried to explain such phase transition in galactic scale with a help of the phase transition theory proposed by Elmegreen. The crucial parameters for determinating the molecular fraction $f_{ m mol}$ are interstellar pressure $P $, UV radiation field $U$, and metallicity $Z$, and we have constructed a model galaxy in which $P$, $U$ a nd $Z$ obey an exponential function of the galacto-centric radius. The model shows that the molecular front must be a fundamental feature of galaxies which has an exponentia l disk, and that the metallicity gradient is most crucial for the formation of the molecular front. We have also tried to reproduce the observed molecular fraction $f_{ m mol}$ by giving the set of ($P$, $ U$, $Z$) observationally, and show that the model can describe the variation of the molecular fraction $f_ { m mol}$ in galaxies quite well. We discuss the implication of the molecular front for the chemical evolution of galaxies.

研究の動機と目的

• 正面から見た銀河におけるHIおよびH₂の径方向分布を理解し、HIからH₂への相転移を引き起こす物理的条件を同定すること。
• 銀河スケールで原子状ガスから分子状ガスへの移行を支配する主要な物理パラメータを特定すること。
• 星間圧力（P）、UV放射（U）、金属量（Z）を主因として用いた理論的モデルを構築し、分子フロントを再現すること。
• P、U、Zを銀河の径方向プロファイルに従って設定することで、観測された分子分率（f_mol）を再現できるかどうかを検証すること。
• 分子フロントが銀河ディスクの化学的進化に与える影響を検討すること。

提案手法

• 著者らは、文献から得たCOおよびHI線幅スペクトルデータを用いて、4つの正面から見た銀河におけるH₂およびHIの分布をマッピングした。
• エレメーグリーンの相転移理論を応用し、P、U、Zの関数としてHIからH₂への移行をモデル化した。
• 銀河中心からの半径に従ってP、U、Zが指数関数的に変化するモデル銀河を構築し、現実の銀河条件を再現した。
• P、U、Zが変化する条件下での原子相と分子相の平衡状態を用いて、分子分率f_molを計算した。
• モデルの予測を観測されたf_molプロファイルと比較し、金属量および他のパラメータに依存するメカニズムを検証した。
• 観測されたf_mol値を、異なる銀河半径における経験的に導かれた（P、U、Z）セットを用いてフィッティングすることで、モデルを検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 何が銀河内での原子状ガスから分子状ガスへの急激な移行を引き起こす物理的条件か？
• RQ2 星間圧力（P）、UV放射（U）、金属量（Z）が、分子フロントの位置および鋭さをどのように共同で決定するか？
• RQ3 なぜモデルでは金属量が分子フロント形成において支配的要因となるのか？
• RQ4 P、U、Zの径方向勾配を持つ単純なモデルが、銀河における観測された分子分率（f_mol）プロファイルを再現できるか？
• RQ5 分子フロントが銀河ディスクの化学的進化に与える影響は何か？

主な発見

• HIからH₂への移行は、明確な「分子フロント」として定義される狭い径方向範囲内で急激に起こる。
• 金属量（Z）は、分子フロントの位置および存在を決定する上で最も重要なパラメータである。
• P、U、Zを銀河の径方向勾配に従って設定した場合、観測された分子分率（f_mol）プロファイルをモデルがうまく再現した。
• 星間圧力（P）とUV放射（U）は、分子フロントの形状を形作る二次的だが重要な役割を果たす。
• 分子フロントは、指数関数的ディスクを持つ銀河の根本的な構造的特徴であり、P、U、Zの径方向変化から自然に生じる。
• モデルは、分子フロントが銀河ディスク内での星形成および化学的進化の制御に重要な役割を果たす可能性を支持している。