CO line emission represents the most accessible and widely used tracer of the molecular interstellar medium. This renders the translation of observed CO intensity into total H2 gas mass critical to understand star formation and the interstellar medium in our Galaxy and beyond. We review the theoretical underpinning, techniques, and results of efforts to estimate this CO-to-H2 "conversion factor," Xco, in different environments. In the Milky Way disk, we recommend a conversion factor Xco = 2x10^{20} cm^-2/(K km/s)^-1 with +/-30% uncertainty. Studies of other "normal galaxies" return similar values in Milky Way-like disks, but with greater scatter and systematic uncertainty. Departures from this Galactic conversion factor are both observed and expected. Dust-based determinations, theoretical arguments, and scaling relations all suggest that Xco increases with decreasing metallicity, turning up sharply below metallicity ~1/3-1/2 solar in a manner consistent with model predictions that identify shielding as a key parameter. Based on spectral line modeling and dust observations, Xco appears to drop in the central, bright regions of some but not all galaxies, often coincident with regions of bright CO emission and high stellar surface density. This lower Xco is also present in the overwhelmingly molecular interstellar medium of starburst galaxies, where several lines of evidence point to a lower CO-to-H2 conversion factor. At high redshift, direct evidence regarding the conversion factor remains scarce; we review what is known based on dynamical modeling and other arguments.

We present "The H i Nearby Galaxy Survey (THINGS)," a high spectral (⩽5.2 km s−1) and spatial (∼6'') resolution survey of H i emission in 34 nearby galaxies obtained using the NRAO Very Large Array (VLA). The overarching scientific goal of THINGS is to investigate fundamental characteristics of the interstellar medium (ISM) related to galaxy morphology, star formation, and mass distribution across the Hubble sequence. Unique characteristics of the THINGS database are the homogeneous sensitivity as well as spatial and velocity resolution of the H i data, which is at the limit of what can be achieved with the VLA for a significant number of galaxies. A sample of 34 objects at distances 2 ≲ D ≲ 15 Mpc (resulting in linear resolutions of ∼100 to 500 pc) are targeted in THINGS, covering a wide range of star formation rates (∼10−3 to 6 M☉ yr−1), total H i masses MHI (0.01 to 14 × 109 M☉), absolute luminosities MB (−11.5 to −21.7 mag), and metallicities (7.5 to 9.2 in units of 12+log[O/H]). We describe the setup of the VLA observations, the data reduction procedures, and the creation of the final THINGS data products. We present an atlas of the integrated H i maps, the velocity fields, the second moment (velocity dispersion) maps and individual channel maps of each THINGS galaxy. The THINGS data products are made publicly available through a dedicated webpage. Accompanying THINGS papers (in this issue of the Astronomical Journal) address issues such as the small-scale structure of the ISM, the (dark) matter distribution in THINGS galaxies, and the processes leading to star formation.

We present the Heterodyne Receiver Array CO Line Extragalactic Survey, an atlas of CO emission from 18 nearby galaxies that are also part of The H i Nearby Galaxy Survey and the Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey. We used the HERA multipixel receiver on the IRAM 30-m telescope to map the CO J = 2 → 1 line over the full optical disk (defined by the isophotal radius r25) of each target, at 13'' angular resolution and 2.6 km s−1 velocity resolution. Here we describe the observations and reduction of the data and show channel maps, azimuthally averaged profiles, integrated intensity maps, and peak intensity maps. The implied H2 masses range from 7 × 106 to 6 × 109M☉, with four low metallicity dwarf irregular galaxies yielding only upper limits. In the cases where CO is detected, the integrated H2-to-H i ratios range from 0.02 to 1.13 and H2-to-stellar mass ratios from 0.01 to 0.25. Exponential scale lengths of the CO emission for our targets are in the range 0.8–3.2 kpc, or 0.2 ± 0.05r25. The intensity-weighted mean velocity of CO matches that of H i very well, with a 1σ scatter of only 6 km s−1. The CO J = 2 → 1/J = 1 → 0 line ratio varies over a range similar to that found in the Milky Way and other nearby galaxies, ∼0.6–1.0, with higher values found in the centers of galaxies. The typical line ratio, ∼0.8, could be produced by optically thick gas with an excitation temperature of ∼10 K.

We present ∼kiloparsec spatial resolution maps of the CO-to-H2 conversion factor (αCO) and dust-to-gas ratio (DGR) in 26 nearby, star-forming galaxies. We have simultaneously solved for αCO and the DGR by assuming that the DGR is approximately constant on kiloparsec scales. With this assumption, we can combine maps of dust mass surface density, CO-integrated intensity, and H i column density to solve for both αCO and the DGR with no assumptions about their value or dependence on metallicity or other parameters. Such a study has just become possible with the availability of high-resolution far-IR maps from the Herschel key program KINGFISH, 12CO J = (2–1) maps from the IRAM 30 m large program HERACLES, and H i 21 cm line maps from THINGS. We use a fixed ratio between the (2–1) and (1–0) lines to present our αCO results on the more typically used 12CO J = (1–0) scale and show using literature measurements that variations in the line ratio do not affect our results. In total, we derive 782 individual solutions for αCO and the DGR. On average, αCO = 3.1 M☉ pc−2 (K km s−1)−1 for our sample with a standard deviation of 0.3 dex. Within galaxies, we observe a generally flat profile of αCO as a function of galactocentric radius. However, most galaxies exhibit a lower αCO value in the central kiloparsec—a factor of ∼2 below the galaxy mean, on average. In some cases, the central αCO value can be factors of 5–10 below the standard Milky Way (MW) value of αCO, MW = 4.4 M☉ pc−2 (K km s−1)−1. While for αCO we find only weak correlations with metallicity, the DGR is well-correlated with metallicity, with an approximately linear slope. Finally, we present several recommendations for choosing an appropriate αCO for studies of nearby galaxies.

We combine new sensitive, wide-field CO data from the HERACLES survey with ultraviolet and infrared data from GALEX and Spitzer to compare the surface densities of H2, Sigma_H2, and recent star formation rate, Sigma_SFR, over many thousands of positions in 30 nearby disk galaxies. We more than quadruple the size of the galaxy sample compared to previous work and include targets with a wide range of galaxy properties. Even though the disk galaxies in this study span a wide range of properties, we find a strong and approximately linear correlation between Sigma_SFR and Sigma_H2 at our common resolution of 1kpc. This implies a roughly constant median H2 consumption time, tau_H2 = Sigma_H2 / Sigma_SFR, of ~2.35Gyr (including heavy elements) across our sample. At 1kpc resolution, there is only a weak correlation between Sigma_H2 and tau_H2 over the range Sigma_H2~5-100M_sun/pc^2, which is probed by our data. We compile a broad set of literature measurements that have been obtained using a variety of star formation tracers, sampling schemes and physical scales and show that overall, these data yield almost exactly the same results, although with more scatter. We interpret these results as strong, albeit indirect evidence that star formation proceeds in a uniform way in giant molecular clouds in the disks of spiral galaxies.

(Abridged) We combine data from The HI Nearby Galaxy Survey and the GALEX Nearby Galaxy Survey to study the relationship between atomic hydrogen (HI) and far-ultraviolet (FUV) emission outside the optical radius (r25) in 17 spiral and 5 dwarf galaxies. In this regime, HI is likely to represent most of the ISM and FUV emission to trace recent star formation with little bias due to extinction, so that the two quantities closely trace the underlying relationship between gas and star formation rate (SFR). The azimuthally averaged HI and FUV intensities both decline with increasing radius in this regime, with the scale length of the FUV profile typically half that of the HI profile. Despite the mismatch in profiles, there is a significant spatial correlation (at 15" resolution) between local FUV and HI intensities; near r25 this correlation is quite strong, in fact stronger than anywhere inside r25, and shows a decline towards larger radii. The star formation efficiency (SFE) - defined as the ratio of FUV/HI and thus the inverse of the gas depletion time - decreases with galactocentric radius across the outer disks, though much shallower than across the optical disks. On average, we find the gas depletion times to be well above a Hubble time (~10^11 yr). We observe a clear relationship between FUV/HI and HI column in the outer disks, with the SFE increasing with increasing HI column. Despite observing systematic variations in FUV/HI, we find no clear evidence for step-function type star formation thresholds. When compared with results from inside r25, we find outer disk star formation to be distinct in several ways: it is extremely inefficient (depletion times of many Hubble times) with column densities and SFRs lower than found anywhere inside the optical disks. It appears that the HI column is one of, perhaps even the key environmental factor in setting the SFR in outer galaxy disks.

We measure the velocity dispersion, $\sigma$, and surface density, $\Sigma$, of the molecular gas in nearby galaxies from CO spectral line cubes with spatial resolution $45$-$120$ pc, matched to the size of individual giant molecular clouds. Combining $11$ galaxies from the PHANGS-ALMA survey with $4$ targets from the literature, we characterize ${\sim}30,000$ independent sightlines where CO is detected at good significance. $\Sigma$ and $\sigma$ show a strong positive correlation, with the best-fit power law slope close to the expected value for resolved, self-gravitating clouds. This indicates only weak variation in the virial parameter $\alpha_\mathrm{vir}\propto\sigma^2/\Sigma$, which is ${\sim}1.5$-$3.0$ for most galaxies. We do, however, observe enormous variation in the internal turbulent pressure $P_\mathrm{turb}\propto\Sigma\,\sigma^2$, which spans ${\sim}5\rm\;dex$ across our sample. We find $\Sigma$, $\sigma$, and $P_\mathrm{turb}$ to be systematically larger in more massive galaxies. The same quantities appear enhanced in the central kpc of strongly barred galaxies relative to their disks. Based on sensitive maps of M31 and M33, the slope of the $\sigma$-$\Sigma$ relation flattens at $\Sigma\lesssim10\rm\;M_\odot\,pc^{-2}$, leading to high $\sigma$ for a given $\Sigma$ and high apparent $\alpha_\mathrm{vir}$. This echoes results found in the Milky Way, and likely originates from a combination of lower beam filling factors and a stronger influence of local environment on the dynamical state of molecular gas in the low density regime.

It remains a major challenge to derive a theory of cloud-scale ($\lesssim100$ pc) star formation and feedback, describing how galaxies convert gas into stars as a function of the galactic environment. Progress has been hampered by a lack of robust empirical constraints on the giant molecular cloud (GMC) lifecycle. We address this problem by systematically applying a new statistical method for measuring the evolutionary timeline of the GMC lifecycle, star formation, and feedback to a sample of nine nearby disc galaxies, observed as part of the PHANGS-ALMA survey. We measure the spatially-resolved ($\sim100$ pc) CO-to-H$\alpha$ flux ratio and find a universal de-correlation between molecular gas and young stars on GMC scales, allowing us to quantify the underlying evolutionary timeline. GMC lifetimes are short, typically 10-30 Myr, and exhibit environmental variation, between and within galaxies. At kpc-scale molecular gas surface densities $\Sigma_{\rm H_2}\geqslant8$M$_{\odot}$pc$^{-2}$, the GMC lifetime correlates with time-scales for galactic dynamical processes, whereas at $\Sigma_{\rm H_2}\leqslant8$M$_{\odot}$pc$^{-2}$ GMCs decouple from galactic dynamics and live for an internal dynamical time-scale. After a long inert phase without massive star formation traced by H$\alpha$ (75-90% of the cloud lifetime), GMCs disperse within just 1-5 Myr once massive stars emerge. The dispersal is most likely due to early stellar feedback, causing GMCs to achieve integrated star formation efficiencies of 4-10% These results show that galactic star formation is governed by cloud-scale, environmentally-dependent, dynamical processes driving rapid evolutionary cycling. GMCs and HII regions are the fundamental units undergoing these lifecycles, with mean separations of 100-300 pc in star-forming discs. Future work should characterise the multi-scale physics and mass flows driving these lifecycles.

Abstract We present PHANGS–ALMA, the first survey to map CO J = 2 → 1 line emission at ∼1″ ∼100 pc spatial resolution from a representative sample of 90 nearby ( d ≲ 20 Mpc) galaxies that lie on or near the z = 0 “main sequence” of star-forming galaxies. CO line emission traces the bulk distribution of molecular gas, which is the cold, star-forming phase of the interstellar medium. At the resolution achieved by PHANGS–ALMA, each beam reaches the size of a typical individual giant molecular cloud, so that these data can be used to measure the demographics, life cycle, and physical state of molecular clouds across the population of galaxies where the majority of stars form at z = 0. This paper describes the scientific motivation and background for the survey, sample selection, global properties of the targets, Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) observations, and characteristics of the delivered data and derived data products. As the ALMA sample serves as the parent sample for parallel surveys with MUSE on the Very Large Telescope, the Hubble Space Telescope, AstroSat, the Very Large Array, and other facilities, we include a detailed discussion of the sample selection. We detail the estimation of galaxy mass, size, star formation rate, CO luminosity, and other properties, compare estimates using different systems and provide best-estimate integrated measurements for each target. We also report the design and execution of the ALMA observations, which combine a Cycle 5 Large Program, a series of smaller programs, and archival observations. Finally, we present the first 1″ resolution atlas of CO emission from nearby galaxies and describe the properties and contents of the first PHANGS–ALMA public data release.

ABSTRACT PHANGS-HST is an ultraviolet-optical imaging survey of 38 spiral galaxies within ∼20 Mpc. Combined with the PHANGS-ALMA, PHANGS-MUSE surveys and other multiwavelength data, the data set will provide an unprecedented look into the connections between young stars, H ii regions, and cold molecular gas in these nearby star-forming galaxies. Accurate distances are needed to transform measured observables into physical parameters (e.g. brightness to luminosity, angular to physical sizes of molecular clouds, star clusters and associations). PHANGS-HST has obtained parallel ACS imaging of the galaxy haloes in the F606W and F814W bands. Where possible, we use these parallel fields to derive tip of the red giant branch (TRGB) distances to these galaxies. In this paper, we present TRGB distances for 10 PHANGS galaxies from ∼4 to ∼15 Mpc, based on the first year of PHANGS-HST observations. Four of these represent the first published TRGB distance measurements (IC 5332, NGC 2835, NGC 4298, and NGC 4321), and seven of which are the best available distances to these targets. We also provide a compilation of distances for the 118 galaxies in the full PHANGS sample, which have been adopted for the first PHANGS-ALMA public data release.