[论文解读] 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 81

一句话总结

本研究利用IRAM 30米望远镜上的HERA接收机，对相互作用螺旋星系M51完成了完整的12CO 2–1图像，空间分辨率达450 pc。结合CO、HI和20 cm射电连续谱数据，揭示了径向Schmidt定律的指数n = 1.4 ± 0.6，表明总气体面密度与恒星形成速率之间存在强相关性，并发现气体耗尽时间仅为0.1–1 Gyr，短于非相互作用星系，可能归因于潮汐相互作用。

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.

研究动机与目标

• 研究相互作用螺旋星系M51中分子气体（CO）、原子气体（HI）与恒星形成活动之间的径向相关性。
• 利用射电连续谱作为恒星形成速率的示踪，确定恒星形成效率和气体耗尽 timescale。
• 应用Toomre判据评估引力稳定性，并将观测到的速度弥散度与盘面稳定性的临界值进行比较。
• 分析气体面密度的径向演化及其对局部Schmidt定律的贡献。

提出的方法

• 利用IRAM 30米望远镜上的HERA接收机，创建了M51的完整12CO 2–1图像， beam 分辨率为11"（约450 pc）。
• 提取了CO、HI和20 cm射电连续谱发射的径向平均值，以计算面密度和单位面积的恒星形成速率。
• 通过假设射电光度与SFR之间的校准关系，从20 cm射电连续谱发射推导出恒星形成速率。
• 应用Toomre判据计算引力稳定性的临界速度弥散度，并与观测到的CO线速度弥散度进行比较。
• 通过在对数-对数图上对径向剖面进行线性回归，测试局部Schmidt定律，拟合Σ_SFR ∝ Σ_gas^n关系并确定指数n。
• 分析中包含了对beam弥散和噪声的修正，检测极限为3σ = 1.7 × 10^5 M⊙。

实验结果

研究问题

• RQ1 在M51的径向剖面中，总气体面密度（Σ_gas）与恒星形成速率面密度（Σ_SFR）之间存在何种相关性？
• RQ2 分子气体和原子气体面密度的径向演化如何？在何处HI的贡献超过H2？
• RQ3 根据Toomre判据，观测到的CO线速度弥散度与引力稳定性所需的临界弥散度相比如何？
• RQ4 M51的全局气体耗尽 timescale 是多少？与非相互作用星系相比有何不同？
• RQ5 为何M51的恒星形成效率高于其他正常星系？与NGC 5195的相互作用起到了什么作用？

主要发现

• M51的总分子气体质量为1.94 × 10^9 M⊙，全局H i /H2质量比为1.36。
• 总气体面密度从中心的~70 M⊙ pc⁻²下降至12 kpc处的~3 M⊙ pc⁻²，而H i /H2比值在同一径向范围内从~0.1增加至~20。
• 单位面积的恒星形成速率从中心星暴区域的~400 M⊙ pc⁻² Gyr⁻¹下降至外盘区域的~2 M⊙ pc⁻² Gyr⁻¹。
• 径向Schmidt定律可由Σ_SFR ∝ Σ_gas^n良好描述，幂律指数为n = 1.4 ± 0.6，与孤立盘的SPH模拟结果一致。
• 观测到的CO线速度弥散度（中心为28 km s⁻¹，7–9 kpc处约为8 km s⁻¹）比临界弥散度（1.7–6.8 km s⁻¹）高1至5倍，表明尽管恒星形成速率较高，盘面仍处于引力稳定状态。
• 全局气体耗尽时间为0.8 Gyr，显著短于非相互作用正常星系，表明由于与NGC 5195的潮汐相互作用，恒星形成效率有所增强。