利用光学光谱估计气体质量与尘埃-气体比

我们提出了一种从静止帧光学光谱估计遥远星系的总气体柱密度、尘埃-气体比和尘埃-金属比的方法。该技术利用了某些光学谱线对金属在尘埃颗粒上耗损变化的敏感性，并通过光致电离模型约束这些物理比值以及金属丰度(Z)和尘埃柱密度。我们将气体柱密度估计值与邻近星系的HI和CO气体质量估计值进行比较，结果表明，在总气体面密度约75 Mo/pc^2以内，我们恢复的总气体面密度误差在2倍以内。该技术不依赖于CO到H2的转换因子，并且我们证明，要实现我们的测量结果与CO和HI提供的结果之间的良好一致性，需要采用依赖于Z的XCO。然而，我们也表明，该方法无法可靠地通过孔径修正得到总气体质量。我们计算了SDSS DR7中所有恒星形成星系的尘埃-气体比，并展示了其随Z的变化与利用远红外数据对邻近星系尘埃发射建模推断的趋势一致。我们还给出了尘埃-金属比随Z变化的估计，并表明在Z<~0.5Z_sun时该比值约束较差。最后，我们研究了斯隆数字巡天中约70,000个恒星形成星系中心区域的气体存量，中心区域定义为固定物理半径和半光半径的固定比例。我们发现，它们的中心气体含量和气体耗竭时间无法由单一参数准确预测，但与近期研究一致，我们发现M*与某种中心浓度测量的组合可以很好地预测星系中的气体含量。我们还识别出一类恒星面密度低且气体耗竭时间非常长的星系。