Abstract
Spiral arms, as those of our own Milky Way, are some of the most spectacular features in disc galaxies. It has been argued that star formation should proceed more efficiently in spiral arms as a result of gas compression. Yet, observational studies have so far yielded contradictory results. Here, we examine arm/interarm surface density contrasts at ∼100 pc resolution in 28 spiral galaxies from the PHANGS survey. We find that the arm/interarm contrast in stellar mass surface density (Σ⋆) is very modest, typically a few tens of percent. This is much smaller than the contrasts measured for molecular gas (Σmol) or star formation rate (ΣSFR) surface density, which typically reach a factor of ∼2 − 3. However, Σmol and ΣSFR contrasts show a significant correlation with the enhancement in Σ⋆, suggesting that the small stellar contrast largely dictates the stronger accumulation of gas and star formation. All these contrasts increase for grand-design spirals compared to multi-armed and flocculent systems (and for galaxies with high stellar mass). The median star formation efficiency (SFE) of the molecular gas is 16% higher in spiral arms than in interarm regions, with a large scatter, and the contrast increases significantly (median SFE contrast 2.34) for regions of particularly enhanced stellar contrast (Σ⋆ contrast > 1.97). The molecular-to-atomic gas ratio (Σmol/Σatom) is higher in spiral arms, pointing to a transformation of atomic to molecular gas. As a consequence, the total gas contrast (Σmol + Σatom) slightly drops compared to Σmol (median 4% lower, working at ∼kpc resolution), while the SFE contrast increases when we include atomic gas (median 8% higher than for Σmol). The contrasts show important fluctuations with galactocentric radius. We confirm that our results are robust against a number of effects, such as spiral mask width, tracers, resolution, and binning. In conclusion, the boost in the SFE of molecular gas in spiral arms is generally modest or absent, except for locations with exceptionally large stellar contrasts.
Memo
- 渦状腕とそれ以外との領域で恒星、分子ガス、星形成率、SFEの面密度コントラストをとり、領域の違いで物理量に違いが生じるかを調べた
- 図3から、恒星コントラストが小さく安定なのに対し分子ガス・星形成率・SFEのコントラストは同一の腕の中でも半径によって1の上下に大きく振れることを示し、スパイラル腕の物理条件が多様であることがわかる
- 図4は、恒星コントラストは数十%程度と小さいのに分子ガス・星形成率は2〜3倍に達すること、星形成のほうが分子ガスより揺らぎが大きいこと、そしてSFEは腕で高い場合も低い場合もあって一律には増えないことを示している
- 分子ガス・星形成率コントラストは過去の文献やQuerejeta+21と整合し、さらに分子ガス・星形成率のコントラストが恒星面密度のコントラストよりはるかに大きいという事実が、Pessa+21,22の「恒星面密度に対するガス・星形成面密度の規格化がディスクより腕で高い」という環境依存性をそのまま説明している
- グランドデザインや高質量の銀河ほど恒星・分子ガス・星形成率のコントラストが大きくなる一方、SFEコントラストだけはそれらと相関しない
- 分子ガス・星形成率コントラストが恒星コントラスト（＝スパイラルポテンシャルの深さ）によって超線形に決まる一方、SFEコントラストは恒星コントラストとほとんど相関せず、ガスのため込みは力学で決まるがSFEはそうではないと考えられる
- SFRと分子ガスのコントラストが強く相関し、その傾きが1よりわずかに大きい(m=1.6)ことから、SFEは概して一定だがコントラストが最も大きい腕でのみ星形成がやや効率的になる
- 分子ガスで定義したSFEが腕で中央値16%しか高くならず、しかもこの控えめなブーストすら消光補正によって初めて現れる（補正しないとHαが腕のSFRを過小評価して効果が消える)ものであり、明確なSFE上昇は恒星コントラストが極端に大きい腕に限られる
- 腕でHIコントラストがH2より約10%低く Σmol/Σatom が13%高いことから、スパイラル圧縮が原子ガスを分子ガスへ転換していると考えられ、さらに原子ガスを分母に含めると全ガスのSFEコントラストが分子のみより8〜20%（最大では約2倍）高くなる
- 半径方向の変化に関して、恒星コントラストが内側(5%)から外側へ向け単調に増加して頭打ちになる（中心のバルジが腕間の下地を上げ腕の盛り上がりを抑えるため)一方、分子ガスコントラストはほぼ一定(2〜2.5)、星形成率とSFEのコントラストは最内側で急落する（バー端や内側リングの星形成が腕間領域に入り込むため）
- 二本腕スパイラルで反対側の腕同士のコントラスト相関が恒星(ρ=0.61)から星形成率(0.43)・分子ガス(0.36)・SFE(0.21)へと単調に弱まることから、対称な密度波が恒星の骨格を対称に作る一方で、ガスとくに星形成や効率の対称性は局所的・確率的な過程によって洗い流されると考えられる
- 反対側の腕の相関が恒星(ρ~0.6)→ガス/星形成(0.4)→SFE(0.2)と弱まることから、対称な力学が恒星の骨格を作る一方でガスやSFEの応答は局所的・確率的過程に支配されると解釈できる
- 分子ガスのSFEが腕で上がる効果は控えめで普遍的でなく、明確な上昇は恒星コントラストが最大の腕(上位10%でSFE 2.34)に限られる
- 腕においては受動的なガスのため込みとHI→H2相転換による星形成可能ガスの増産は起きる一方、すでにある分子ガスがより効率的に星を作るという意味でのブーストは平均的には起きないと考えられる
- HIのみで腕の領域を定義していた初期研究は、腕でHIが分子に化けるぶんガスコントラストが下がりSFEコントラストが持ち上がる