Abstract
The evolution of giant molecular clouds (GMCs), the main sites of high-mass star formation, is an essential process to unravel the galaxy evolution. Using a GMC catalogue of M 33 from the ALMA-ACA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array–Atacama Compact Array) survey, we classified 848 GMCs into three types based on the association with H ii regions and their H luminosities : Type I is associated with no H ii regions; Type II with H ii regions of erg s; and Type III with H ii regions of erg s. These criteria yield 224 Type I GMCs, 473 Type II GMCs, and 151 Type III GMCs. GMCs show changes in their physical properties according to the types; mass, radius, velocity dispersion, and CO detection rate of GMCs systematically increase from Type I to Type III, and additionally, Type III GMCs are closest to virial equilibrium. Type III GMCs show the highest spatial correlation with clusters younger than Myr, Type II GMCs moderate correlation, and Type I GMCs are almost uncorrelated. We interpret that these types indicate an evolutionary sequence from Type I to Type II, and then to Type III with timescales of 4 Myr, 13 Myr, and 5 Myr, respectively, indicating a GMC lifetime of 22 Myr by assuming that a Type II GMC has the same timescale as the Large Magellanic Cloud. The evolved GMCs are concentrated on the spiral arms, while the younger GMCs are apart from the arm, both to the leading and trailing sides. This indicates that GMCs collide with each other via the spiral potential, leading to the compression of GMCs and the triggering of high-mass star formation, which may support the dynamic spiral model. Overall, we suggest that the GMC evolution concept helps illuminate the galaxy evolution, including the spiral arm formation.
Memo
- 大マゼラン雲の研究（Yamguchi+10）から、YSC を伴う進化の進んだ Type III の巨大分子雲は、付随する H II 領域の Hα 光度が（単独O型星の典型値である）10³⁷·⁵ erg s⁻¹ を超えるという基準だけで判別できる
- 低金属量ほどCOが光解離されてCO-darkガスが増えるため、金属量は星のフィードバックに影響するが、M33とLMCは金属量がほぼ同じ（12+log(O/H)≈8.36〜8.37）なので、両銀河でフィードバックの効き方も同程度と期待できる
- M33 では GMC の分子ガス量や密度と星形成活動（Hα 光度）の間には弱い相関（相関係数 ~0.35）があるが、ばらつきも大きい
- GMC の質量・サイズ・速度分散は Type I→III の順に系統的に増大し、星形成には概ね 10⁵ M☉ 以上が必要だが、低質量でも星形成中の例や逆に大質量でも不活発な例が少数存在し、前者はガス散逸か成長途中、後者は形成されたばかりの若い段階と解釈される
- R–σv 関係そのものはタイプ間で差がないが、分布の散らばり方が Type I（広範囲）→ Type III（集中）と系統的に変化しており、これは Type I が「将来星形成へ移行するもの」と「しないまま漂うもの」の混合集団であることを示唆する
- ビリアルパラメータの中央値が Type I（3.1）→ II（2.3）→ III（1.5）と系統的に減少しており、活発に星形成している GMC ほどビリアル平衡に近く、重力的に束縛された状態にあることを示している
- ¹³CO検出率は Type I（不活発）→ III（活発）の順に増加しており、GMC 内の高密度ガスの形成と活発な星形成が強く相関していることが示された
- Type II と III の R13/12 分布について、中央値（0.11 vs 0.12）はわずかな差だが KS 検定（p = 0.012）で統計的に有意に異なると示され、星形成の進行とともに GMC 内の高密度ガス割合が増加すると考えられる
- GMC の空間分布はType I（ランダム）→ II → III（渦巻き腕に沿って強く局在）の順に集中度が増しており、GMC 自体は円盤のどこでも形成されるが星形成活動は渦巻き腕の銀河ダイナミクスに強く規定されることを示している
- GMC との空間相関は H II 領域・C-YSC（埋もれた段階を含む若い星団）で強く光学由来の M-YSC や古い星団では弱く、若く埋もれた段階の天体ほど GMC に近いという先行研究と整合した結果が得られた
- C-YSC との空間対応は Type I（ほぼ無）→ II → III（最大）の順に強く、かつ C-YSC を持つ GMC は持たないものより質量が大きいことから、星形成活動は GMC の進化段階と分子ガス量の両方に依存していることが示された
- Type III GMC に付随する C-YSC は Type II に比べて赤外線光度・質量ともに大きく GMC の進化段階が星団の性質に反映されており、ダスト減光の影響はほぼないことも確認された
- L(Hα) は C-YSC の赤外線光度・質量と強く相関し（係数 ~0.70）GMC の進化段階の指標として有効だが、M33 では埋もれた星団や 24 μm データの分解能限界により C-YSC の有無による L(Hα) 分布の分離が LMC ほど明確でない
- Type II GMC の寿命 13 Myr を LMC から援用して GMC 数比で按分した結果、M33 の GMC 総寿命は Type I（4 Myr）+ II（13 Myr）+ III（5 Myr）＝約 22 Myr と推定された
- 渦巻き腕との対応を調べると Type I は腕間・Type III は腕上に集中しており、GMC が腕の両側から移動・衝突・圧縮されて大質量星形成へと進化するというシナリオが、フロッキュレント渦巻き銀河 M33 においても成立することが示唆された
- 推定した GMC 寿命 22 Myr は密度波理論が予測する銀河回転時間（100–200 Myr）より大幅に短く矛盾するが、腕のタイムスケールが銀河開店時間よりも短いとする動的渦巻き理論であれば説明できる