Abstract
We investigate the relationship between spiral arms and star formation in the grand-design spirals NGC 5194 and NGC 628 and in the flocculent spiral NGC 6946. Filtered maps of near-IR (3.6 μm) emission allow us to identify “arm regions” that should correspond to regions of stellar mass density enhancements. The two grand-design spirals show a clear two-armed structure, while NGC 6946 is more complex. We examine these arm and interarm regions, looking at maps that trace recent star formation—far-ultraviolet (GALEX NGS) and 24 μm emission (Spitzer SINGS)—and cold gas–CO (HERACLES) and H i (THINGS). We find the star formation tracers and CO more concentrated in the spiral arms than the stellar 3.6 μm flux. If we define the spiral arms as the 25% highest pixels in the filtered 3.6 μm images, we find that the majority (60%) of star formation tracers occur in the interarm regions; this result persists qualitatively even when considering the potential impact of finite data resolution and diffuse interarm 24 μm emission. Even with a generous definition of the arms (45% highest pixels), interarm regions still contribute at least 30% to the integrated star formation rate (SFR) tracers. We look for evidence that spiral arms trigger star or cloud formation using the ratios of SFR (traced by a combination of FUV and 24 μm emission) to H2 (traced by CO) and H2 to H i. Any enhancement of SFR/M(H2) in the arm region is very small (less than 10%) and the grand-design spirals show no enhancement compared to the flocculent target. Arm regions do show a weak enhancement in H2/H i compared to the interarm regions, but at a fixed gas surface density there is little clear enhancement in the H2/H i ratio in the arm regions. Thus, it seems that spiral arms may only act to concentrate the gas to higher densities in the arms.
Memo
- 渦巻銀河の腕は若い星と高い星形成率を伴うが、その構造には、全波長で見える二本腕の grand-design 型と、光学波長でのみ見え赤い波長帯にはほとんど現れない多数の短い腕からなる flocculent 型の二種類があり、これらを説明するには複数のモデルが必要だと考えられる
- grand-design 型では密度波がガスを腕に集めるが、その腕でSFRが高い理由として、単にガスが多いだけでSFE（ガスあたりの星形成率）は円盤全体で一様だとする説と、コロテーション内側で超音速の相対運動により腕後縁に衝撃波が生じてガスを圧縮し星形成を直接誘発するため腕のSFEが腕間より高くなるとする「triggering model」の二つがある
- 図2より、全トレーサーが一様分布より腕に集中している（3.6 μm は腕定義に使ったので当然）が、十分なピクセルを含めると 24 μm が UV より集中しており（腕のダストが UV を吸収し、かつ UV はより長寿命の指標で星が腕から流れ出る時間があるため）、ガスでは分子ガス（H₂/CO）が HI より腕に集中している
- 図2(a) によれば、本来星形成が腕に集中するはずの grand-design 型 NGC 628・NGC 5194 でさえ星形成トレーサーの少なくとも30%は腕間にあることから、星形成は腕間を含む円盤全体で起きているといえる
- SFRマップと H₂マップから作成された分子ガスのSFEマップから、SFEマップには明らかな渦巻パターンが見られず、腕はガスと星形成を同程度に集中させているだけで単位ガスあたりの星形成効率は腕でも腕間でも変わらないことが示された
- 図6・図7でSFE(H₂)を腕と腕間で定量比較すると、grand-design 型の NGC 628・NGC 5194 では差がごく小さい一方、flocculent な NGC 6946 だけは腕に高SFEピクセルが超過する（33%多い）
- flocculent型銀河の方がSFEが高くなっている理由として、腕が非常に弱い NGC 6946 では 3.6 μm の腕マスクが背後の質量密度ではなく最近の星形成領域を拾ってしまった疑いがあり、腕と腕間のSFEを正しく比べるには最近の星形成に左右されない腕定義が不可欠だと改めて示している
- 過去研究（Vogel et al. 1988 ほか）が腕での増強を報告したのは SFE を SFR/H₂ ではなく主に Hα/HI で定義していたためと考えられ、腕に集中する SFR を腕に集中せず一様な HI で割れば見かけ上腕で高SFEが出るのは当然である
- 衝撃波による誘発的星形成の有意な証拠はなく、腕の高SFRは reorganization model（腕がガスを集めること）で説明できるが、これは力学的効果が皆無という意味ではなく、腕の衝撃波による促進と剪断流による抑制が相殺している可能性もある
- 図9から、同じ面密度が与えられれば腕と腕間で全ガスに対する分子ガスの割合は変わらないことから、腕の分子ガス増強は triggering ではなく単に腕に全ガスが多く集まっている結果だと分かる
- 腕は全ガスを高密度に集めて間接的に分子ガス形成を促すだけで、衝撃波が雲や星の形成に寄与する明確な証拠は見えない
- 本研究は外側領域を含まず、平均ガス密度が低く通常は星を作れない外側では腕による増強が起きる可能性があり、実際 Bush et al. (2010) のように外側でSFE増強が見られた例もある