We study the spatially resolved Kennicutt-Schmidt law (K-S law) using our new CO(J=1-0) data from the CARMA and NOBEYAMA Nearby-galaxies (CANON) CO survey. The data .of 10 galaxies resolved their galactic disks at a high resolution, enabling the comparisons of the K-S law between galactic structures (e.g. spiral arms, bar) in individual galaxies and among the galaxies. In order to estimate star formation rates (SFRs) and molecular gas density accurately, new approaches to estimate them are adopted. For example, we subtract the diffuse ionized gas (DIG) component whose emission does not originate from recently-formed young massive stars, in Ha and 24 m images. To estimate the amount of molecular gas, we combine the CO(J=1-0) data from the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA) and Nobeyama 45m single-dish telescope (NR045) (i.e. we filled the missing information in interferometer observations with single-dish observations). Our new CO(J=1-0) data have a high image fidelity at a high spatial resolution (< 4") and cover roughly the entire disks.

We discuss the K-S law on a 500 pc scale which is the size of the environment around giant molecular clouds (GMCs) possibly regulating star formation . The K-S plot, SFR (ΣSFR), star formation efficiency (SFE = ΣSFR/ΣH2,where ΣH2 is the molecular gas surface density) and the SFE described in unit of a physical timescale (i.e., SFEtphy = ΣSFR/ΣH2N, where N is the index of the K-S law) are discussed. We also discuss the star formation mechanism that is indicated by the K-S law index.

First, we discuss star formation our 10 galaxies:

1) The most striking result is the super-linear slope of the K-S law (N = 1.29 and 1.75 - the two indies correspond to the analysis with and without the DIG emission: Figure 1). The index of the K-S law is often used to differentiate the mechanisms for star formation. For example, N = 1 corresponds to a constant star formation timescale. N = 1.5 is derived from a simple self-gravitational instabilities. And N = 2 can represent the cloud-cloud collision as a trigger of star formation. Our result, N = 1.75, is between the models of self-gravitational instabilities and cloud-cloud collision.

2) The most recent study (Bigiel et al., 2008) obtained N = 1, as opposed to the results from earlier studies, and is becoming the standard of the K-S law index. We argue that this discrepancy is caused by the difference of the adopted molecular gas tracers. The high excitation transition line of CO(J=2-1) used by Bigiel et al. [2008] more likely traces the dense gas rather than the bulk gas. We conclude that the CO(J=1-0) line is the best tracer to study the relation between SFR and the bulk molecular gas.

3) The CO(J=1-0) line trace the total amount of molecular hydrogen, even though there is a assumption of conversion factor. The correlation between ΣsFR and ΣH2 estimated CO(J=1-0) looks to reflect star formation mechanism from amount of molecular gas. On the other hand, high excited CO lines (CO(J=2-1) and CO(J=3-2)) and HCN line trace dense molecular gas which is directly relating to star formation. We conclude that the correlation between SFR and gas surface density unit area traced by CG(J=1-O) line is the best way to study the relation between SFR and the bulk molecular gas.

4) The correlation of the K-S law is dominated by the varaiety of SFE obtained within a galaxy on 500 pc scale of our study. We find the scatter of the correlation of the K-S law is dominated by SFE variation among galaxies on kpc scale (> 1 kpc), and within a galaxy on sub-kpc scale (several hundred pc). The scatter of the correlation of the K-S law within a galaxy can be caused by the spatial offsets between GMCs and star-forming regions.

Next, we compare star formation activities (SFAs: SFR, SFE and SFEtphy) between galactic structures and among galaxies. The difference among structure is large even within a galaxy. This difference, however, becomes less obvious if we analyze the data of all galaxies at the same time. They remains a possible difference between the nuclei and the rest of the structures.

1) Both ΣSFR and SFEs exhibit a variety among each structure of each galaxy. As the trend from all galaxies, the mean of ΣSFR is highest in the nucleus and lowest in the "other region". Exceptionally, in NGC 3521, the highest mean ΣSFR is seen in the bar. As same as ΣSFR, the mean SFE is also highest in the nucleus and lowest in the "other region". As exceptions, the highest mean SFE is appeared in the spiral arms in NGC 4254 and 4736, while the lowest mean SFE is seen in the bar in NGC 4303.

2) Some galaxies show the difference of SFEtphy obtained in each galaxy. Six out of the 10 galaxies display little difference of SFEtphy among structures, but the rest of four galaxies, NGC4254, 4303, 4321 and 5194, show a large variation in SFEtphy.

3) Both ΣSFR and SFEs vary from structure to structure when they are obtained from all galaxies. However, SFEtphy of each structure is comparable. This suggests star formation mechanism and activities would be little different among structures from all galaxies.

4) The index obtained in each structure at the same of all galaxies indicate that basically stars can form with free-fall time of local molecular gas regardless of structures. The index of K-S law is considered to trace star formation mechanism of given area. We obtain different but close value of the K-S law index in each structure. As another mechanism in the disk region, star formation can be regulated by some trigger mechanism. While in the nucleus, we find a possibility to bear stars in dense cores with constant efficiency, since the K-S law slope has a range between N = 1--1.5. We may detect dense molecular gas having stars at higher ΣH2, even in CO(.1=1--0) line.

We also compare SFAs among galaxies. SFAs vary from galaxy to galaxy.

1) We compared SFAs among galaxies. SFRs, SFEs and SFEtphy from all galaxies varied in each galaxy, and showed the highest value in NGC 4736 which has the post-starburst nucleus. Moreover slopes of the K-S law were clearly different depending on galaxies. It indicates that star formation property is different in each galaxy.

2) We obtained variety of the different slopes (i.e. N) from 1.5 to 3.8 among galaxies. reflect individuality of SFAs and mechanism of star formation from galaxy to galaxy.

Figure 1. The K-S plots (a), (b) with and (c), (d) without DIG emission. In, (b), (d) we separated galactic structures (the nuclei, spiral arms, bar and "other region") with different colors, i.e. pink, cyan, yellow and black, respectively. Dot-dashed lines are SFEs of 10-s, 10-9 and 10-10 yr-1 from the top to bottom.

銀河には、単位面積当たりのガス質量と星形成率の間に、ケニカット-シュミット則 (以下KS則)というベキ乗の相関関係が見られる。KS則は銀河における星形成の物理過程を探る有力な道具であるため、盛んに研究が行なわれているが、1kpc以下という高い空間分解能でKS則を調べた研究はまだ乏しい。本論文は、独自の優れたCO(1→0)輝線データに基づいて、近傍の10個の銀河について500pcスケールで空間分解したKS則を求め、銀河の構造間や銀河間で星形成活動がどう異なるのかを考察したものである。

本論文は6章と付録からなる。第一章では研究の背景と目的が記されている。空間分解したKS則の観測がまだ乏しいことや、ガス質量や星形成率の測定に問題が残っていることを指摘した上で、本研究でそれらの問題を克服するためにどのような工夫をほどこしたのかが述べられている。KS則の理論的背景についてもまとめられ、星形成の物理過程によってKS則のベキ指数Nが異なることが述べられている。

第二章ではまず、ガス質量を求めるために行なったCO(1→0)輝線の観測が詳述されている。野辺山45m電波望遠鏡と米国のCARMA電波干渉計の観測を融合して得た10個の近傍銀河のCO(1→0)輝線強度マップは、高い空間分解能と正確なフラックス測定を両立させた、本研究独自の優れたデータである。続いて、星形成率の測定や銀河の内部構造の定義に使用した他波長のアーカイブデータが紹介されている

第三章ではまず、星形成率とガス質量の導出方法が述べられている。星形成率は、水素のHα線から求まる値(ダストに隠されていない成分)と24ミクロン放射から求まる値(ダストに隠された成分) を合算することで推定している。その際、星形成起源ではない希薄な電離ガスの放射の影響を注意深く取り除いており、本研究の特筆すべき点の一つになっている。章の残りの部分では、各銀河について、中心核、棒構造、渦巻腕、その他の領域という4つの構造を定義している。

第四章の前半では、各銀河について、500pcの分解能のKS則のデータが示されている。構造別に全銀河を合算した結果も示されている。そしてこれらのデータにベキ関数をフィットし、KS則のベキ指数と比例定数を求めている。これらの値はフィットの手法によって変わり得るため、3つの手法が比較検討されている。章の後半では、大局的な環境への依存性を調べるために、動径方向に平均したガス密度、星形成率、星形成効率、およびKS則を求めている。

第五章では前章までの結果を考察している。まず、星形成効率の新しい定義式を提案している。通常用いられる星形成効率は星形成率を単にガス質量で割ったものであるが、新しく提案された定義は、KS則のベキ指数Nが星形成の物理機構を反映していることを考慮して、ガス質量のN乗で割ったものである。次に、全銀河を合算したKS則のベキ指数Nが 1.75程度になることを示し、ガスの重力不安定もしくは分子雲ガス同士の衝突による星形成が支持される、と結論している。代表的な先行研究であるBigielら (2008) は本研究より小さいN=1を得ているが、その理由は、彼らの使用したCO(2→1)輝線がガスの総量を完全には反映していないためであると推定している。KS則の分散の原因についても考察している。続いて構造別の比較が行なわれている。星形成率や通常用いられる星形成効率は構造ごとに大きく異なる一方で、本論文で導入した星形成効率はばらつきが小さいことなどを見いだし、この結果から、構造間で星形成の機構がほとんど同じである可能性を指摘している。最後に、銀河間での比較を行ない、星形成率、星形成効率、およびベキ指数が銀河間でかなり異なることを見いだしている。

第六章では論文全体のまとめと将来の展望が述べられている。ベキ指数や星形成効率と銀河の物理量 (重元素量や質量など) との相関の有無も調べている。

銀河の星形成は巨大分子ガス雲との関連が指摘されているため、1kpcより細かく空間分解したKS則の観測が求められているが、そうした観測はまだ乏しく、しかもガス質量や星形成率の測定の信頼性に問題が残っていた。本研究は、単一鏡と干渉計を組み合わせた広視野・高分解能のCO(1→0)輝線データと、星形成率の注意深い測定に基づいて、近傍の10個の銀河のKS則を500pcのスケールで求め、銀河における星形成をさまざまな側面から考察している。とりわけ、銀河の構造ごとのKS則の研究は独創的であり、今後の進展が期待される。本論文は奥村幸子、幸田仁、澤田剛、江草芙実、Robert Kennicutt Jr.、Daniela Calzetti、Guilin Liu、Jennifer Donovan Meyer氏との共同研究であるが、観測、データ解析、考察、論文執筆のすべてにおいて論文提出者が主体的に行なっており、その寄与は十分高いと判断できる。よって博士(理学)の学位を授与できるものと認める。