[論文レビュー] xGASS: characterizing the slope and scatter of the stellar mass - angular momentum relation for nearby galaxies

Jennifer A Hardwick, L. Cortese+3 more|arXiv (Cornell University)|Nov 30, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 75被引用数 21

ひとこと要約

本研究では、xGASS調査に含まれる564個の近傍銀河について、非分解なHIドップラー幅と星形成物質質量密度プロファイルを用いて、星質量–特有角運動量（AM）関係（Fall関係）を分析した。各形態ごとの固有勾配は約2/3であるが、形態の混合に起因して全サンプルではやや浅い勾配（約0.47）を示す。HIガス分率が散乱の主因であり、特に低質量領域で顕著で、高質量領域ではバルク対全質量比（B/T比）の影響が増す。

ABSTRACT

We present a detailed study of the stellar mass vs. specific angular momentum (AM) relation (Fall relation) for a representative sample of 564 nearby galaxies in the eXtended GALEX Arecibo SDSS Survey (xGASS). We focus on the dependence of the Fall relation's slope on galaxy type and the galaxy properties regulating its scatter. Stellar specific AM is determined by combining single-dish H{\sc i} velocity widths and stellar mass profiles for all H{\sc i} detections in the xGASS sample. At fixed morphology (or bulge-to-total ratio), we find that the power law slope of the Fall relation is consistent with 2/3. However, when all galaxy types are combined, we recover a much shallower slope of $\sim$0.47. We show that this is a consequence of the change in galaxy morphology as a function of mass, highlighting that caution should be taken when using the slope of the Fall relation to constrain galaxy formation models without taking sample selection into account. We quantify the Fall relations scatter and show that H{\sc i} gas fraction is the strongest correlated parameter for low stellar masses (Spearman correlation: $ ho_{s} = 0.61$), while the bulge-to-total ratio becomes slightly more dominant at higher masses ($ ho_{s} = -0.29$). Intriguingly, when only the disc components of galaxies are considered, H{\sc i} gas fraction remains the strongest correlated parameter with the scatter of the relation (regardless of disc stellar mass). Our work provides one of the best characterisations of the Fall relation for a representative sample of galaxies in the local Universe.

研究の動機と目的

• 近傍銀河の代表的サンプルにおける星質量–特有角運動量（AM）関係（Fall関係）の勾配と散乱を特徴づけること。
• 銀河の形態と構造的性質がFall関係の勾配と散乱に与える影響を調査すること。
• 散乱の主な物理的駆動要因（特にガス含有量とバルク分率）を特定すること。
• 広範かつ形態に多様性を持つ大規模サンプルを用いて関係を定量化することで、銀河形成モデルの制約を強化すること。

提案手法

• Arecibo望遠鏡の非分解なHIドップラー幅を用いて、564個のxGASS調査銀河の回転速度と特有角運動量を推定した。
• 2次元の星形成物質質量表面密度プロファイル（構造的分解から得たもの）と組み合わせて、星形成物質特有角運動量（j★）を導出した。
• 全サンプルおよび形態別に、j★とM★の間のべき乗則的関係を、ブートストラップ法などの頑健な統計的手法を用いてフィットした。
• Fall関係の散乱を定量化し、Spearman順位相関を用いてHIガス分率、バルク対全質量比（B/T比）、星形成率などの銀河性質との相関を評価した。
• 散乱に寄与するディスク安定性とガス含有量の役割を分離するために、ディスク成分のみを別個に分析した。
• すべての距離および質量計算に、宇宙論的パラメータ H₀ = 70 km s⁻¹ Mpc⁻¹、Ωₘ = 0.3、ΩΛ = 0.7 を用いた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星質量の変動に伴う銀河形態の変化を考慮した場合、星質量–特有角運動量関係の真の勾配は何か？
• RQ2 Fall関係の散乱は、HIガス分率やバルク対全質量比といった物理的性質とどのように相関するか？
• RQ3 特にディスク優勢銀河において、HIガス分率がFall関係の散乱の主因であるか？
• RQ4 星質量に応じて散乱の主因が変化するか、特に低質量と高質量銀河でその違いは何か？
• RQ5 多様な形態が混在するサンプルでは、Fall関係の観測勾配がどの程度歪められるか？

主な発見

• バルク対全質量比（B/T比）が一定の条件下で、星質量–特有角運動量関係のべき乗則的勾配は、冷たい暗黒物質ハローモデルが予測するように2/3と整合的である。
• すべての銀河タイプを組み合わせた場合、Fall関係の観測勾配は約0.47とやや浅くなり、これは星質量に伴う形態の系統的変化に起因する。
• 低質量銀河では、散乱と最も強く相関するパラメータはHIガス分率（Spearman ρₛ = 0.61）であり、ディスク安定性とガス含有量の強い物理的関連性を示唆する。
• 高質量領域では、バルク対全質量比がわずかに散乱の説明に寄与する割合が増す（ρₛ = -0.29）ことから、支配的物理機構の変化が示唆される。
• ディスク成分のみを対象とした場合、星形成物質質量にかかわらずHIガス分率が散乱の主因のままであり、これはガスディスクの安定性と角運動量制御におけるその役割を強化する。
• 結果から、Fall関係の散乱は主にガスディスクの安定性によって支配されており、HIガス分率はその安定性の主要な代理指標であると考えられる。