SAMI 星系巡天：一种从恒星形成率估算分子气体面密度的新方法

恒星形成于冷分子云中。然而，由于最丰富的分子 (H2) 缺乏永久偶极矩，分子气体难以被观测。CO 的转动跃迁常被用作 H2 的示踪物，但 CO 的丰度低得多，且从 CO 强度到 H2 质量的转换通常具有高度不确定性。在此，我们提出一种利用光谱学估算冷分子气体柱密度 ($\Sigma_{gas}$) 的新方法。我们利用来自 Sydney-AAO 多目标积分场光谱仪 (SAMI) 星系巡天的空间分辨 H-alpha 通量和速度弥散图。通过反演多自由落体恒星形成关系，我们推导出 $\Sigma_{gas}$ 的分布图，该关系将恒星形成率面密度 ($\Sigma_{SFR}$) 与 $\Sigma_{gas}$ 及湍流马赫数 (Mach) 联系起来。基于测量到的 $\Sigma_{SFR} = 0.005-1.5$ $M_{sol}/yr/kpc^2$ 和 Mach = 18-130 范围，我们预测在包含 260 个 SAMI 星系的样本的恒星形成区中，$\Sigma_{gas} = 7-200$ $M_{sol}/pc^2$。这些值与先前在低红移下对类似星系进行未分辨 CO 观测直接测得的 $\Sigma_{gas}$ 接近。我们将样本中的每个星系分类为“恒星形成” (219) 或“复合/AGN/激波” (41)，并发现在复合/AGN/激波星系中，平均 $\Sigma_{SFR}$、Mach 和 $\Sigma_{gas}$ 分别比恒星形成星系提高了 2.0、1.6 和 1.3 倍。我们将我们对 $\Sigma_{gas}$ 的预测与通过反演 Kennicutt-Schmidt 关系获得的预测进行比较，发现我们的新方法在预测 $\Sigma_{gas}$ 时的精度提高了一倍，与实际 $\Sigma_{gas}$ 的平均偏差为 32%。