Small-scale kinematics of HI in nearby spiral galaxies [Elektronische Ressource] / presented by Domenico Tamburro

Publié le : mardi 1 janvier 2008
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Small-Scale Kinematics of
Hi
in Nearby Spiral Galaxies
Domenico Tamburro
Max–Planck–Institut fu¨r Astronomie
Heidelberg 2008Dissertation in Astronomy
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for
Mathematics of the Ruperto–Carola University of
Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
presented by
Dipl.–Astron. Domenico Tamburro
born in Caserta, Italy
Oral examination: 21.05.2008, 14:00pmSmall-Scale Kinematics of
Hi
in Nearby Spiral Galaxies
Referees: Prof. Dr. Hans-Walter Rix
Prof. Dr. Ralph S. KlessenAbstract v
Zusammenfassung – Deutsch
Wir untersuchen die Zeitskala fu¨r Sternenstehung und die energetische Ru¨ck-
kopplung an das interstellare Gas in einer Stichprobe von nahen Galaxien,
basierend auf einem Satz einzigartiger Multi-Wellenl¨angen-Karten. Insbeson-
dereumfassendieseDaten21-cm-Emissionslinien-BilderausdemTHINGS Pro-
jekt, sowie dem 24 μm Band des Spitzer Satelliten. Aus diesen Daten wer-
den Proxy-Kartenfu¨r dasGas-Reservoirkonstruiert,aus dem Sterne entstehen,
sowie fu¨r die Sternentstehungsrate und den kinetischen Energieinhalt des HI
Gases.
Aus einem Vergleich der Winkelverschiebung zwischen HI und 24μm Emis-
sionsspitzenalsFunktiondesRadiusfu¨r eineStichprobevon14Galaxienstellen
wir fest, dass wenigstens ein Teil der spiralarminduzierten Sternentstehung die
6 6Moleku¨lwolkenphasesehrschnelldurchl¨auft,innerhalbvon10 bis4×10 Jahren.
Wirfinden,dassdieHIGeschwindigkeitsdispersionundSternenstehungsrate
in einer Stichprobe von normalen und Zwergengalaxien korreliert sind. Da die
spezifische E (HI) lokal mit der Sternenstehungsrate skaliert, ist es plausi-kin
bel, dassSternentstehung ein Teil der Turbulenz antreibt. Die Galaxienausder
StichprobezeigeneinensystematischenradialenAbfallderHIGeschwindigkeits-
−2dispersion. Bei einer stellaren Fla¨chenhelligkeit von μ = 25 mag arcsecB
zeigen alle Galaxien ¨ahnliche Werte von HI Geschwindigkeitsdispersion, 10±
−1 −2 −9.51 km s , HI Massendichte, ∼ 3 M pc , und Sternenstehungsrate, 10⊙
−1 −2M yr pc .⊙
Abstract – English
We study the timescales for star-formation and the energetic feedback to the
inter-stellar gas in a sample of nearby galaxies, drawing on a unique multi-
wavelength mapping. In particular, these data encompass 21-cm emission line
maps from the THINGS project, 24 μm band from the Spitzer satellite. These
data serve to construct proxy-mapsfor the gas reservoirfrom which stars form,
for the star formation rate, and the kinetic energy content of the HI gas.
From comparingthe angular offsets ofthe HI emissionpeaksand the 24μm
emissionasa function of radiusfor a sampleof 14 galaxies,wefind that atleast
a portionof thespiral-arminduced star-formationproceedsrapidlythroughthe
molecular cloud phase, within 1–4 Myr.
WefindthattheHIvelocitydispersionandstarformationratearecorrelated
inasampleofnormalanddwarfgalaxies. AsthespecificE (HI)scaleslocallykin
with the star formation rate, it is plausible that star formation does drive some
of the gas turbulence. The sample galaxies exhibit a systematic radial decline
−2of HI velocity dispersion. At a stellar surface brightnessμ = 25 mag arcsecB
−1all the sample galaxies show similar HI velocity dispersion, 10±1 km s , HI
−2 −9.5 −1 −2mass density, ∼ 3 M pc , and star formation rate, 10 M yr pc .⊙ ⊙vi Abstractvii
To CaterinaviiiContents
1 Introduction 1
1.0 Preamble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.0.1 Overview . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1 Spiral Waves and Star Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.1 Formation of Spiral Arms . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2 Disk Instabilities and Star Formation in Disk Galaxies . . . . . . 5
1.2.1 Gravitational Instability . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.2.2 Magneto-hydrodynamical Instabilities . . . . . . . . . . . 8
1.2.3 Star Formation Triggering . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.2.4 Star Formation Laws . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.3 Turbulence and Feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.3.1 Kolmogorov Turbulence Regime . . . . . . . . . . . . . . 14
1.3.2 Hierarchical Structures in the ISM . . . . . . . . . . . . . 15
1.3.3 What Drives Turbulence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.4 Time scales for Star Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.4.1 Rapid Star Formation: Implications . . . . . . . . . . . . 19
1.5 Multi-Band Studies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.5.1 Radio/sub-mm Emission . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
1.5.2 Mid- and Far-Infrared . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
1.5.3 Optical and Near-Infrared . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
1.5.4 UV and High Energies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.6 Relevant Questions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2 The Data Sample: SINGS and THINGS 33
2.1 SINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.1.1 Scientific Targets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2.2 THINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2.2.1 Science of THINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.2.2 Description of THINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
3 Modeling Hi Velocity Maps 47
3.1 Overview . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.2 Non-Axisymmetric Potential. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.2.1 Solutions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49x CONTENTS
3.3 The Line of Sight Velocity Map . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.3.1 Single Orbit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.2 Gaseous Disk Orbits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
3.3.3 Harmonic Expansion of the Velocity Field . . . . . . . . . 51
3.3.4 Multiple Perturbation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.4 The Methodology: Bar Perturbation . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.4.1 Harmonic Decomposition and Reconstruction . . . . . . . 53
3.4.2 Spiral Perturbation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.4.3 Second Order Corrections . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.5 Summary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.5.1 Limitations of the Approach. . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4 Timescales for Star Formation in Spiral Galaxies 71
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.2 Methodology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.3 Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.4 Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.4.1 Analysis of the HI Kinematics . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.4.2 Azimuthal Cross-Correlation . . . . . . . . . . . . . . . . 77
4.4.3 Disk Exponential Scale Length . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.5 RESULTS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.5.1 Angular Offset . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
4.5.2 t and R . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80HI → 24μm cor
4.5.3 Comparison with CO Data . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
4.5.4 Analysis of Non-Circular Motions . . . . . . . . . . . . . . 81
4.6 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.6.1 Time Scales Derived from Pattern Offsets . . . . . . . . . 84
4.6.2 Can we rule out Timescales of 10 Myr? . . . . . . . . . . 85
4.6.3 Theoretical Implications . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
4.7 Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
5 Turbulence and Star Formation in Nearby Galaxies 101
5.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
5.2 The Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
5.2.1 THINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
5.2.2 SINGS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
5.2.3 Ionized Gas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
5.3 Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
5.3.1 Determination of the HI Moment Maps . . . . . . . . . . 106
5.3.2 Are Σ ,σ, and Σ Correlated? . . . . . . . . . . . . . 108HI SFR
5.3.3 Analysis of the Ionized Gas . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
5.4 Results. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
5.4.1 Pixel-by-Pixel Relations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
5.4.2 Radial Profiles of σ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
5.4.3 Relations in Radial Bins . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
5.4.4 Local (qualitative) Relations . . . . . . . . . . . . . . . . 112

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