Molecular Star Formation Rate Indicators in Galaxies
我们推导出一个物理模型的恒星形成率（SFR）和分子线（CO和HCN）的星系发射之间的关系，并显示这些观察到的关系是如何反映的基本恒星形成规律。我们这样做是通过结合三维非LTE辐射转移计算孤立盘星系和星系合并的流体动力学模拟。我们表明，所观察到的SFR分子线的关系是由分子线发射和气体密度之间的关系，并锚定的指数的基础施密特定律控制的SFR在星系中。具有低临界密度（例如CO J=1-0）的线通常被热化并且忠实地跟踪气体密度。在这些情况下，SFR将与具有类似于施密特定律指数的指数的线光度相关。临界密度大于星系中大多数发射云平均密度的谱线（例如CO J=3-2，HCN J=1-0）将只有少量的热化气体，因此分子谱线光度和平均气体密度之间存在超线性关系。这导致SFR线光度指数小于高临界密度示踪剂的施密特指数。一个观测结果是，光从致密的、热化的气体的小口袋沿着视线向扩散的气体显著地重新分布，并且从亚热激发的气体大量地发射。在最高的恒星形成率，SFR-Lmol斜率倾向于施密特指数，无论分子的过渡。基本关系是Kennicutt-Schmidt定律，而不是SFR与分子线光度之间的关系。我们使用这些结果，使迫在眉睫的可测试的预测SFR分子线关系的未观察到的过渡。
2008-03-28 astro-ph
Suppressed star formation in circumnuclear regions in Seyfert galaxies
黑洞活动的反馈被广泛认为在调节恒星形成和黑洞生长方面起着关键作用。活动星系核（AGN）中的恒星形成与超大质量黑洞的形成之间的关系是一个长期存在的问题。我们编译了57个塞弗特星系的样本来解决这个问题。我们估计气体的表面密度和恒星形成率在环核区域（CNRs）。与著名的Kennicutt-Schmidt（K-S）定律相比，我们发现在这个样本中，大多数Seyfert星系CNR中的恒星形成率都被抑制了。反馈建议解释抑制恒星形成率。
2007-04-18 astro-ph
The distribution of the ISM in the Milky Way A three-dimensional large-scale model
我们使用的COBE/DIRBE（1.2，2.2，60，100，140，和240 $μ$ m）的地图和COBE/FIRAS光谱（波长范围为100 - 1000 $μ$ m），以限制银河系中的尘埃，恒星和气体的空间分布模型。通过假设尘埃和恒星的指数轴对称分布，并通过执行相应的辐射转移计算，我们精确地（给定模型的简单几何形状）再现了银河系的远红外和近红外地图。使用圆盘中氢原子和氢分子的类似分布（氢原子具有内部截止半径）来拟合气体数据。作为银河系半径的函数的恒星形成率来自FIR发射，并且与各种恒星形成示踪剂的现有估计非常一致。气体的表面密度绘制对恒星形成率密度和“内在的”银河系施密特法推导出与“外部”施密特法发现的螺旋星系非常一致。银河系被发现消耗$\sim 1%$和$\sim 10%$的气体分别在外部和内部区域（为0.1 Gyr的周期），使恒星。尘埃引起的B-V色过剩观察到在不同的方向和距离（高达$\sim 6.5$千秒差距）与研究良好的造父变星的模型预测相比，显示出良好的协议。银河系中恒星和尘埃指数分布的简单假设被认为是相当有指导意义的和足够的建模所有可用的数据集从0.45 $μ$ m（B波段）到1000 $μ$ m。
2006-07-28 astro-ph
Formation of OB Associations in Galaxies
我们从两个方面考虑OB星协的形成：（a）星系中每一动力学时标t_dyn的恒星形成气体消耗分数，以及（b）所谓的Kennicutt-Schmidt定律的起源，即当超过一定的阈值时，单位面积的恒星形成速率与HI和H_2气体表面密度的幂α成正比。如果恒星形成的速率是受磁场调节的，那么经验发现的α大约是0.01，α大约是1.4或1.5，这有简单的解释。对这些想法的一个实证检验在于分析为什么巨大的OB协会像珍珠一样沿着螺旋星系的手臂排列。
2007-05-04 astro-ph
Properties and Chemical Evolution of the M31 Disk: Comparison with the Milky Way
采用银河系盘的化学演化模型，研究了M31星系盘的恒星形成和化学演化历史。我们主要研究了M31盘的整体性质。模型被标度到有关的盘参数，主要是盘标度长度和M31的盘重子总质量，我们采用的是$r_d$ = 5.5kpc和$M_{tot} = 7\times 10^{10}$ \ms。结果表明，当应用经典的Kennicutt恒星形成定律时，得到的气体面密度和恒星形成率（SFR）径向分布与M31盘的观测结果有很大差异。然后，我们采用了修改后的SFR，我们对银河系，即SFR是径向依赖。详细的计算表明，通过调整恒星形成效率，可以得到合理的气体和丰度分布，但总盘SFR比观测估计值高2-3倍。而且预测的SFR径向轮廓也比GALEX在外部观察到的要高得多。可能的原因是M31盘与其他因素相互作用，严重改变了恒星形成历史，或者由于不适当的消光校正而低估了观测到的SFR。
2008-07-16 astro-ph
Star Formation in Molecular Clouds?
利用斯皮策对附近恒星形成的研究，我将论证恒星形成仅限于分子云内的致密核心。这些致密核心的性质及其与恒星形成的联系将被讨论。它们在质量和云上的分布与恒星相似，它们形成恒星的效率比整个云高得多。移动到形成更大质量恒星的区域，我们发现致密团块的质量分布与OB星协相似。每单位质量的致密气体的红外光度很高，可以与星暴星系中看到的相媲美。恒星的形成和致密气体之间的关系似乎是线性的。理解肯尼卡特-施密特定律需要理解是什么控制着气体转化为恒星形成的致密实体。
2007-06-27 astro-ph
Dynamical stability and evolution of the discs of Sc galaxies
我们研究了局部稳定的星系盘对轴对称密度扰动，特别注意不同的恒星和气体成分的动力学。特别是银河系和NGC 6946的光盘进行了研究。银河系被证明是稳定的，而NGC 6946（Kennicutt（1989）样本中典型的Sc星系）的内部是动态不稳定的。随后的动态演化的复合材料盘的数值模拟研究。演化是如此激烈，以至于恒星盘在短时间尺度上动态加热到如此程度，这似乎与星系的形态外观相矛盾。估计了动态冷却盘所需的恒星形成率。即使NGC 6946的恒星形成率目前足够高，以满足这一要求，有人认为，Sc星系盘不能维持这么高的恒星形成率更长的时间。
1997-08-04 astro-ph
A simple model for the evolution of disc galaxies: The Milky Way
本文提出了一个简单的盘星系演化模型。我们采用了银河系盘观测中的三个参数：局部表面质量密度、恒星尺度长度（假定指数盘）和自转曲线振幅（假定平坦），物理上采用了（局部）动力学Kennicutt恒星形成公式、标准化学演化方程假设和恒星星族光谱演化模型。我们可以确定模型的详细演化，只需添加标准的宇宙学尺度随时间的维度参数。令人惊讶的丰富的详细规格遵循这个处方，包括气体的下降率作为半径和时间的函数，恒星年龄和金属丰度随时间和半径的分布，不同波长的表面亮度分布，在太阳附近的恒星开始形成$\approx 10 Gyrs$之前，以增加的速度在40亿年前达到峰值，然后缓慢下降，与观测结果非常一致。太阳附近长寿恒星的平均年龄大约是$4 Gyrs$。恒星和气体的局部表面密度分别为35和$15 M_{\odot}pc^{-2}$。恒星的金属丰度分布在太阳半径处较窄，峰值在$[Z/Z_{\odot}] = -0.1$处，Salpeter IMF和Chabrier IMF与观测结果一致。与当前和当地的化石证据的比较提供了支持的模型，然后可以用来评估其他本地盘星系，盘星系在深光学调查的演变，也为理论研究，如合并盘星系（缩写）的模拟。
2005-11-02 astro-ph
Star Formation from Galaxies to Globules
恒星形成的经验法则表明，银河系规模的引力参与，但他们没有确定在最后阶段的集群的实际触发机制。许多其他的触发过程也满足经验定律，包括湍流压缩和膨胀壳的坍塌。气体和相关的年轻恒星的自相似性质表明湍流更直接地参与其中，但是大多数嵌入式星团周围的小尺度气体形态看起来不像是随机的湍流。大多数星团看起来是由附近的其他恒星触发的。如此突出的局部影响使得我们很难理解肯尼库特定律和施密特定律在星系尺度上的普适性。多尺度恒星形成的统一观点避免了大多数这些问题。周围的自引力产生螺旋臂，并驱动大部分湍流，导致自相似结构，而来自现有星团和场超新星的局部能量输入则在先前存在的云中触发新的星团。气体中由湍流形成的分级结构确保了触发时间与大小成比例，从而在很宽的尺度范围内给出了施密特定律，并为年轻的恒星场提供了大小-持续时间相关性。恒星形成的效率取决于气体在临界密度10^5 m（H2）/cc以上的比例。由于星际介质的分形性质，恒星的形成是饱和的。
2002-07-04 astro-ph
Panel discussion I: Star formation in galaxies: how do we continue?
这是关于“星系中的恒星形成：我们如何继续？“小组主席是菲尔·詹姆斯，小组成员是约翰·贝克曼、托尔斯滕·博克、丹妮拉·卡尔泽蒂、安吉利斯·迪亚兹和罗布·肯尼科特。小组和观众讨论了以下四个问题：1）精确测量恒星形成的总速率和效率最迫切需要的技术是什么？2)我们是否理解了初始质量函数的形式，以及它随红移和环境的变化？3)在星系中是否有多种恒星形成模式（膨胀与盘状，爆发与连续），或者施密特定律解释了一切？4)我们如何将我们对银河系和外部系统中恒星形成的理解结合起来？
2007-11-12 astro-ph
A General Theory of Turbulence-Regulated Star Formation, From Spirals to ULIRGs
我们推导出一个分析预测的恒星形成率的环境中，从正常的星系盘，星爆和ULIRGs在这些系统的可观测性。我们的计算基于三个前提：（1）恒星形成发生在超音速湍流的维里化分子云中;（2）这些云中的密度分布是对数正态的，正如超音速等温湍流所预期的那样;（3）恒星形成于云的任何子区域，该区域过于密集，其引力势能超过湍流运动的能量。我们表明，基于这个模型的理论是一致的模拟和观察到的恒星形成率在银河系。我们用我们的理论从第一原理推导出肯尼卡特-施密特定律，并做出其他可以通过未来观测来检验的预测。我们还提供了一个算法，用于估计恒星形成率，是适合列入数值模拟。
2005-05-09 astro-ph
A Model for Star Formation, Gas Flows and Chemical Evolution in Galaxies at High Redshifts
由于越来越多地使用Kennicutt-Schmidt（K-S）恒星形成定律来解释高红移星系的观测，气体吸积对星系形成的重要性，以及最近对z~2 - 3星系中化学丰度的观测，我使用简单的分析模型来评估这些星系演化过程与观测的一致性以及它们之间的一致性。导出了K-S定律所隐含的恒星形成的时间依赖关系，并指出在z~2 - 3处观测到的恒星形成速率的持续高值需要额外的气体吸积。一个模型中，气体吸积率约等于合并的恒星形成和流出率广泛复制观察到的趋势，恒星形成率与星系年龄。使用的化学演化的分析描述，我还表明，这个模型，进一步限制有一个流出率大致等于恒星形成率，再现所观察到的质量金属丰度关系在z~2。
2007-10-22 astro-ph
The Star Formation Rate - Dense Gas Relation in Galaxies as Measured by HCN (3-2) Emission
我们用10米的海因里希赫兹亚毫米望远镜观测了30个邻近星系的HCN（3-2）辐射，这些星系的红外光度范围为10^10 - 10^12.5 L太阳，HCN（3-2）光度范围为10^6 - 10^9 K km s^-1 pc ^2。我们检查了红外光度和HCN（3-2）光度之间的相关性，发现最佳拟合线性回归的斜率（在对数-对数空间中）为0.74+/-0.12。包括Gracia-Carpio等人最近发表的数据，将最佳拟合斜率的约束收紧至0.79+/-0.09。这个低于1的斜率表明HCN（3-2）分子线的光度并不是线性地追踪致密气体的数量。我们的研究结果是一致的预测，从最近的理论模型，发现斜率低于统一时，线光度取决于平均气体密度的幂律指数大于肯尼卡特-施密特指数为1.5。
2008-05-28 astro-ph
The star formation process in the Magellanic Clouds
麦哲伦星云提供了独特的机会，研究恒星形成的全球范围内的相互作用系统的气体丰富的星系，以及对个人的恒星形成云的规模。小麦哲伦云和大麦云的星际介质以及它们之间的连接桥，在（低）金属丰度和气体密度上跨越了一个范围。这使我们能够研究恒星形成的临界密度附近，并获得如何潮汐矮星可能形成的理解，特别是SMC的低金属量是典型的星系在其组装的早期阶段，并在SMC恒星形成的研究提供了一个垫脚石，以了解恒星形成在高红移，这些过程不能直接观察到。在这篇综述中，我介绍了麦哲伦系统中遇到的不同环境，并将其与施密特-肯尼库特定律和各种化学物理过程的预测效率进行了比较。然后，我集中在三个方面，是特别重要的：化学嵌入阶段的恒星形成，初始质量函数，并从大质量恒星的反馈效应和它的能力，以触发进一步的恒星形成。
2008-12-12 astro-ph
Star-Forming Complexes in Galaxies
恒星复合体是星系中最大的球状恒星形成区。如果有螺旋密度波、核环、潮汐臂或其他定义明确的恒星结构，那么气体成分的引力不稳定性就会产生巨大的云复合体，其间距大约是宽度的三倍。这些气体复合物形成恒星复合物，沿着螺旋臂形成一串熟悉的珠子，或者在环的情况下形成核热点。湍流压缩、超新星和巨云内部的自引力收缩产生了几乎无标度的结构，包括形成OB协会的巨分子云和形成星团的分子云核心。如果没有恒星密度波或类似的结构，随机的引力不稳定性会形成絮状的螺旋，这些螺旋以同样的方式分裂成恒星复合体，OB协会和星团。最大的相干恒星形成区域是絮状臂本身。在这个层次的核心是非常密集的团块，其中形成了单个恒星和双星。星系中恒星的整体形成率似乎在大尺度上受到引力坍缩的调节，这就给出了肯尼库特/施密特定律与密度的比例关系，但是在这个比例关系之前的效率因子取决于处于致密形式的气体的比例。湍流压缩可能有助于这一部分。最近由Heyer et al.（2004）推导出的施密特定律的CO版本，也是从湍流等级中得出的，OB协和星团中恒星形成的局部效率也是如此。恒星形成的效率随着云密度的增加而增加，这就是为什么大多数恒星形成于最初自我约束的星团中。
2004-11-10 astro-ph
The Star Formation Law in a Multifractal ISM
在不同的星系中，以及在一个星系的不同部分，恒星形成率的表面密度与总气体的表面密度呈非线性关系。这个观测上建立的关系被称为肯尼库特-施密特恒星形成定律。恒星形成定律的斜率已经被证明是随着气体密度的变化而变化的，恒星形成速率是根据气体密度来绘制的。这种依赖关系意味着星系内致密气体和总气体表面密度之间存在非线性标度。在这里，我们探讨了一种可能的解释，这种缩放作为一个属性的几何形状的星际介质（ISM），我们发现，它会自然出现，如果拓扑结构的ISM是多重分形。在额外的假设下，在非常高的密度下，恒星形成的时间尺度大致是恒定的，恒星形成规律本身也可以作为ISM多重分形几何的结果被恢复。标度的斜率取决于全局概率密度函数（PDF）的宽度，对于与高质量系统相关的宽PDF，它在1.5和1.6之间，而对于适用于低质量矮星系的窄PDF，它更高，与观测结果一致。
2007-09-10 astro-ph
Modelling Galaxies with a 3d Multi-Phase ISM
我们提出了一个新的粒子代码模拟星系的演化。该代码是基于多相描述的星际介质（ISM）。我们包括恒星形成（SF），恒星反馈的大质量恒星和行星状星云，相变和气体云和周围的扩散气体之间的相互作用，即冷凝，蒸发，阻力和能量耗散。后者是通过辐射冷却和非弹性云-云碰撞实现的。我们提出了新的计划SF和恒星反馈。它们包括一个一致的计算的恒星形成效率（SFE）的基础上ISM属性，以及详细的再分配到不同的ISM阶段的反馈能量。作为第一个测试的例子，我们展示了一个模型的演变，目前的银河系。虽然该模型表现出一个准静态的行为，在全球性的性质，如质量分数或表面密度，ISM的演变是当地强烈的变化取决于当地的SF和恒星的反馈。我们开始只有两个不同的阶段，但很快形成了一个三相ISM冷分子云，温暖的气体盘和热气晕组成。伴随着II型超新星的爆炸，盘中的气泡中也发现了热气。恒星形成率（SFR）平均约为1.6Msun/年，由于气体的消耗，随着时间的推移缓慢下降。为了保持恒定的SFR气体补充，例如通过吸入，需要大约1M_sun/年。我们的模型与Kennicutt（1998）的SF定律（包括截止值约为10 M_sun/pc ^2）完全一致。具有恒定SFE的模型，即没有对SF的反馈，不能再现肯尼柯特定律。
2005-11-28 astro-ph
Star Formation and Feedback in Smoothed Particle Hydrodynamic Simulations--I. Isolated Galaxies
我们提出了一个分析恒星的形成和反馈食谱适合银河系光滑粒子流体动力学模拟。使用一个孤立的银河系般的星系，我们约束这些食谱的基础上建立良好的观测结果。我们的恒星形成配方是基于Katz（1992）的配方，并加入了物理驱动的超新星反馈配方。我们提出了一个新的反馈配方，其中II型超新星的模型使用的分析处理的冲击波。通过这种反馈机制和其他恒星形成参数的调整，我们孤立的银河系中的恒星形成是恒定的，并且遵循所观察到的施密特定律的斜率和归一化。此外，我们还再现了盘状星系中恒星形成的低密度截止和记录结构。我们的最终配方将使宇宙学N体模拟与观测结果更好地进行比较。
2006-09-26 astro-ph
Molecular Gas, Kinematics, and OB Star Formation in the Spiral Arms of the Southern Milky Way
银河系第四象限在太阳圈内的旋转曲线，是从哥伦比亚大学- U。de Chile CO（J=1-0）分子气体测量。一个新的采样，在经度上比我们以前的分析密集四倍，用于计算运动学参数，需要导数w/r到银河系中心半径;角速度Ω（R），周转频率kappa（R），和参数A（R）和B（R），分别描述气体剪切和涡度。表面上的分子气体的密度计算从CO的数据在galactocentric径向箱的次中心附近，相同的光谱区域用于推导的旋转曲线，在运动学距离的两倍的模糊性是最小的。单位面积的大质量恒星形成率是由在CS（J=2-1）线上探测到的UC HII区红外光谱色的IRAS点状源的光度导出的。大质量恒星的形成优先发生在三个高分子气体密度的区域，与螺旋臂相切的视线一致。这些臂中的分子气体运动类似于固体的运动，其特征在于恒定的角速度和低剪切和涡度。大质量恒星的形成遵循Schmidt定律，Sigma_{MSFR}与[ Sigma_{gas} ]^n成正比，指数n = 1.2 +-0.2我们的结果表明，大尺度运动学通过剪切调节银盘中的全球恒星形成。
2005-12-01 astro-ph
The Stellar Populations of M33's Outer Regions IV: Inflow History and Chemical Evolution
我们已经模拟了所观察到的颜色星等图（CMD）在一个简单的化学演化方案的框架下，在M33的郊区的一个位置，采用瞬时和延迟再循环的核合成产物的II型和Ia型超新星。在这种情况下，星际气体形成恒星的速率受到肯尼库特-施密特关系的调制，气体外流的速率与恒星形成速率（SFR）成正比。通过这种方法，我们把广泛的限制在该地区的演变过程中的气体流动的作用，并比较其[α/Fe]与[Fe/H]与其他本地集团系统的关系。我们发现，模型与气体流入显着优于封闭的盒子模型在再现所观察到的恒星分布在CMD。最好的模型中，大部分气体流入发生在最后7 Gyr，最后3 Gyr的气体流入相对较少。这些模型预测这个区域的大多数恒星的[α/Fe]比低于银河系晕的大部分。现今的SFR，气体质量和氧丰度的预测相比，有利的独立的经验估计。我们的研究结果描绘了一幅画面，其中M33的外盘形成于几个Gyr的长期气体流入，至少有一半的总流入发生在z ~ 1。
2008-08-13 astro-ph
RAVE: The RAdial Velocity Experiment
RAVE（Radial Velocity Experiment）是一项雄心勃勃的计划，旨在进行全天巡天（完成V = 16），在2006 - 2010年期间使用英澳天文台（AAO）的1.2米英国施密特望远镜以及北方的对应望远镜测量5000万颗恒星的径向速度，金属丰度和丰度比。这项调查将代表我们对银河系的理解的巨大飞跃，提供一个巨大的恒星运动学数据库，比未来十年提出的任何其他调查都大三个数量级。RAVE将为银河系的所有主要组成部分提供第一个真正具有代表性的恒星径向速度清单。这项调查是通过多光纤光谱学的最新技术创新而实现的;特别是AAO开发的“Echidna”概念，用于使用压电球/脊柱定位光纤。一个配备Echidna光纤定位器和合适的摄谱仪的1 m级施密特望远镜将能够在每个晴朗的夜晚获得超过20000颗恒星的光谱。虽然主要的调查不能开始，直到2006年，一个关键组成部分的RAVE调查是一个试点计划的10万颗恒星，可能会进行使用现有的6dF设施在计划外的明亮时间在2003- 2005年期间。
2002-11-19 astro-ph
The Role of Gas In Maintaining Quasi-Steady Spiral Structure In Stellar Disks
我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，处理气体，恒星和暗物质的演化自洽的螺旋结构的动力学演化的孤立星系的恒星盘。我们的研究集中在恒星盘中的自激螺旋结构的问题，并调查之间的动力学耦合的冷，耗散的气体成分和恒星组件。我们发现，角动量传输从气体到恒星内部的共转导致一个大致时间稳定的螺旋结构的恒星盘。为了明确这一点，我们将这些结果与不包括能够辐射冷却和耗散能量的冷气体成分的其他相同模拟进行对比，并发现螺旋结构在初始时，在不包括气体的模拟中更快地消失。我们还采用了一个标准的恒星形成处方转换成恒星的气体，并发现我们的研究结果适用于典型的气体消耗时间尺度，符合肯尼卡特-施密特关系。因此，我们属性的长寿命的大致时间稳定的螺旋结构在恒星盘的气体和恒星之间的动力学耦合和由此产生的扭矩，自引力气体盘能够施加在恒星上，由于无碰撞和耗散组件之间的方位角相移。
2008-12-03 astro-ph
