銀河の周囲のMg II吸収ガスの頻度と範囲を決定する要因は何か？

私たちは、進行中の星形成、銀河質量、および拡張ハローガスの関係を研究し、星暴発駆動のアウトフローと、広範な銀河半径（≳10 h−1 kpc）で観測されるMg ii吸収体の大半を生成する落下雲の区別を行い、銀河の周囲のハローガスの内容についての洞察を得ることを目的としています。Chen et al.による2010年の論文で説明された94の銀河について、総星質量（Mstar）、Hα放射線強度（EW(Hα)）、および特異星形成率（sSFR）の新しい測定値を示します。Mg ii吸収ガスの範囲はMstarおよびsSFRに比例しており、これは自然に説明できます。質量の大きな銀河がより拡張した冷ガスのハローを持っており、観測されたMg ii吸収体は落下雲に由来し、これがその後銀河内での星形成を促進するからです。sSFRとの追加のスケーリング関係は、星暴発アウトフローによる追加のガス供給を考慮するものとして理解されるか、高質量ハローにおける抑制された冷ガス含量を補正するものとして理解されます。後者は、フィールド銀河でのよく知られたsSFR–Mstarの逆相関に基づいています。我々の分析は、銀河とMg ii吸収体を共通の視線に沿って共同研究することで、ハローガスの半径とハロー質量の経験的な特性化を提供することを示しています。赤と青の系列銀河の比較研究は、銀河における観測されたsSFR–Mstar関係の物理的起源を解決するための最初の経験的制約を提供する可能性があります。