The Kennicutt-Schmidt Star Formation Relation at z~2
最近对z~2盘星系的CO激发发射线的观测，通过观测到的SFR-CO（J=2-1）和（J=3-2）关系，揭示了高z下的Kennicutt-Schmidt关系。在这里，我们描述了一种新的方法，利用这些高激发CO的观察，以获得潜在的施密特（SFR-rho^N）的关系。要做到这一点，需要了解的潜在影响的差分CO激发与SFR。如果恒星形成最多的星系比SFR较低的星系有更大比例的气体处于高激发态CO状态，那么观测到的分子SFR-CO ^α指数α将小于基础（体积）施密特指数N。利用星系演化的SPH模型和分子线辐射转移模型，我们首次计算了z~2盘星系中CO的激发，目的是在各种观测到的SFR-CO关系和Schmidt关系之间建立一个映射。我们发现即使在相对明亮的z~2圆盘中，微分激发也确实存在，导致高激发CO线的α < N。这意味着观察到的（例如）SFR-CO（J=3-2）关系与SFR-H_2关系不是线性映射关系。我们利用我们的模型结果提供了一个从阿尔法到N的施密特指数N=1-2的范围内的映射。通过与最近的观测巡天比较，我们发现观测到的SFR-CO（J=2-1）和SFR-CO（J=3-2）关系表明，一个潜在的SFR ρ ^1.5关系描述了z~2盘星系。
2011-04-20 astro-ph.CO
Indications of a sub-linear and non-universal Kennicutt-Schmidt relationship
我们估计的Kennicutt-Schmidt（KS）关系的参数，连接恒星形成率（Sigma_SFR）的分子气体表面密度（Sigma_mol），在STING样本附近的盘星系使用分层贝叶斯方法。这种方法严格对待测量的不确定性，并提供准确的参数估计为单个星系和整个人口。假设标准的转换因子来估计Sigma_SFR和Sigma_mol的观测，我们发现KS参数不同的星系之间，这表明没有普遍的关系持有所有星系。整个群体的KS斜率为0.76，2 σ范围从0.58延伸到0.94。这些结果意味着分子气体的耗尽时间不是常数，而是随星系而变化，并随分子气体表面密度的增加而增加。因此，除了Sigma_mol之外，其他星系性质也会影响Sigma_SFR，例如气体分数或恒星质量。KS关系的非普适性表明，一个全面的恒星形成理论必须考虑到可能因星系而异的额外物理过程。
2013-10-10 astro-ph.CO
Environmental Dependence of the Kennicutt-Schmidt Relation in Galaxies
我们提出了一个详细的描述的唯象H2形成模型和当地的恒星形成处方的基础上的分子（而不是总）气体的密度。这种方法使我们能够避免通常用于恒星形成配方的任意密度和温度阈值。我们目前的结果模型的基础上现实的宇宙学模拟的高z星系形成的网格的数值模型与不同的尘埃气体比和星际远紫外线（FUV）通量。结果表明，小尺度（~10 pc）的原子-分子跃迁和~kpc尺度的Kennicutt-Schmidt（KS）关系对尘气比和FUV通量都很敏感.作为气体密度或柱密度的函数的原子到分子的转变具有大的散射，但相当尖锐，并且随着尘气比的降低和/或FUV通量的增加而向更高的密度转移。因此，恒星形成集中在较高的气体表面密度区域，导致在给定的气体表面密度，在少尘埃和/或较高的FUV通量的环境中，KS关系的斜率较陡，幅度较低。这些趋势应该对低质量、低表面亮度星系的演化有特别强烈的影响，这些星系通常具有低尘埃含量和贫血的恒星形成，但也可能对银河系大小的系统的演化很重要。我们参数化的依赖关系，在我们的模拟中观察到方便的拟合公式，它可以用来模拟依赖的KS关系的尘埃-气体比和FUV通量的半解析模型和宇宙学模拟，不包括辐射转移和H2的形成。
2010-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Molecular-Gas Main Sequence and Schmidt-Kennicutt relation are fundamental, the Star-Forming Main Sequence is a (useful) byproduct
研究了恒星形成速率（SFR）与恒星质量（$M_*$）和分子气体质量（$M_{H_2}$）之间的关系。我们进一步研究这些关系的高z（z=1-3）星系和主机的本地样本的活动星系核（AGN）。我们探讨这些依赖关系是内在的，这是一个间接的副产品，采用偏相关系数和随机森林回归。我们发现，对于局部成星星系、高z星系和活动星系核宿主星系，Schmidt-Kennicutt关系（SK，介于$M_{H_2}$和SFR之间）和分子气体主序（MGMS，介于$M_{H_2}$和$M_*$之间）是内在的主序关系，而$M_*$和SFR之间的关系，即成星主序（SFMS）是前两者的间接副产物。因此，恒星形成主序并不是一个基本的标度关系的本地或高红移星系。我们发现的MGMS和SK关系在宇宙时间的演变的证据，在一个给定的恒星质量，红移越高，更大的分子气体质量和恒星形成效率。我们提供了一个参数化的MGMS和SK关系的红移的演变，显示它们如何结合起来，形成所观察到的SFMS的演变。此外，我们发现，本地AGN宿主星系遵循AGN-MGMS关系（以及AGN-SK关系），其中MGMS偏移到较低的$M_{H_2}$对于一个给定的$M_*$相比，本地SF星系。
2022-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating gas accretion in disc galaxies using the Kennicutt-Schmidt law
我们展示了如何存在的恒星形成率和气体密度之间的关系，即Kennicutt-Schmidt定律，意味着一个连续的吸积的新鲜气体从环境到磁盘的螺旋星系。我们提出了一种方法来获得气体的下落率在星系盘作为时间和半径的函数，我们将其应用到银河系和21个星系的东西样本盘。对于银河系，我们发现过去和现在的恒星形成率之比约为2-3，在圆盘上平均，但它随半径变化很大。在其他盘星系有一个明确的依赖性，这个比率与星系恒星质量和哈勃类型，更恒定的恒星形成历史的小星系后类型。气体吸积率非常接近每个星系的SFR，它主导了这些系统的演化。银河系中三分之二的恒星是在z=1之后形成的，而圆盘中的冷气体质量随着时间的推移保持相当恒定。一般来说，在z=1之后，所有的盘都吸积了相当大一部分的气体。吸积从圆盘的内部区域向外部移动，因此恒星的形成也是由内而外的。在z=0时，银河系中气体吸积的峰值位于距离中心约6-7千秒差距处。
2013-01-21 astro-ph.CO
Studying the spatially resolved Schmidt-Kennicutt law in interacting galaxies: the case of Arp 158
最近的研究表明，合并中的恒星形成似乎并不遵循与螺旋盘中相同的施密特-肯尼库特（KS）关系，对于给定的气柱密度，恒星形成率（SFR）更高。在本文中，我们将研究为什么以及如何产生不同的恒星形成模型。要做到这一点，我们研究的过程中，恒星形成的相互作用系统Arp 158和潮汐碎片。我们进行了分析的特定区域的利益Arp 158使用跟踪原子和分子气体，恒星形成，恒星星族以及光学光谱的观察，以确定其确切的性质。我们还适合他们的光谱能量分布与进化合成代码。最后，我们比较了这些天体中的恒星形成与螺旋星系盘中的恒星形成以及星系合并。在整个系统中发现了丰富的分子气体，潮汐尾似乎有许多年轻的恒星，与它们的老恒星相比。其中一个核心是由一个星暴主导，而另一个是一个活跃的核心。我们估计整个系统的SFR，并发现，大多数地区密切遵循的KS关系中看到的螺旋星系的核星暴和尖端的尾巴之一。我们研究这种多样性是否是由于不确定性的方式确定的SFR或是否在核星爆区域的条件是这样的，它不遵循相同的KS法律作为其他地区。对相互作用系统Arp 158的观测提供了第一个明确的证据，表明合并中不同的恒星形成区域可能遵循不同的KS定律。这表明，在不大于1千秒差距的尺度下，星际介质的物理性质、最大引力不稳定性的大小和湍流的注入尺度决定了这些定律的起源。
2011-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a non-universal Kennicutt-Schmidt relationship using hierarchical Bayesian linear regression
为了研究恒星形成率和气体表面密度之间的关系，我们开发了一种贝叶斯线性回归方法，严格对待测量的不确定性和帐户的分层数据结构。分层方法同时估计每个个体受试者和总体回归线的截距、斜率和散点。使用合成数据集，我们证明了该方法恢复的个人和人口的基本参数，特别是当比较常用的普通最小二乘技术，如平分线拟合。我们应用分级方法来估计由Bigiel等人（2008）编制的螺旋星系样本的Kennicutt-Schmidt（KS）参数。我们发现KS参数的显着变化，表明没有一个单一的关系，所有星系。这表明分子气体和恒星形成之间的关系在星系之间是不同的，可能是由于给定星系内其他属性的影响，例如金属丰度，分子气体分数或恒星质量。在四个星系的斜率估计是次线性（在95%的水平）。我们估计总体KS关系的平均指数为0.84，95%范围[0.63，1.0]。对于具有次线性KS关系的星系，一种可能的解释是CO排放追踪了一些与恒星形成没有直接关系的分子气体。同样地，次线性KS关系可以指示在较高表面密度下增加的气体耗尽时间，如通过CO排放所追踪的。贝叶斯方法可以解释所有的不确定性来源，包括观测强度转换成恒星形成率和气体表面密度的变化，因此非常适合对KS定律进行全面的统计分析。
2012-12-12 astro-ph.CO
Towards a resolved Kennicutt-Schmidt law at high redshift
遥远宇宙中的大质量星系形成恒星的速度比今天快得多。虽然这些星系的恒星形成区域的直接分辨率仍然是一个挑战，最近在IRAM高原德布尔干涉仪的分子气体观测使我们能够研究红移z = 1.2附近的亚星系尺度上的恒星形成效率。我们提出了一种方法来获得气体和恒星形成率（SFR）的表面密度的星系团组成的星系在这个红移，即使相应的尺度没有解决。这种方法是基于识别这些结构的位置-速度图对应的星系内的切片。我们使用独特的IRAM观测的CO（3-2）旋转线和DEEP 2光谱的四个大质量的恒星形成遥远的星系-EGS 13003805，EGS 13004291，EGS 12007881和EGS 13019128在AEGIS术语-确定气体和SFR的表面密度的可识别的合奏团，构成他们。积分CO线光度被假定为直接成比例的总气体质量，和SFR推导出的[OII]线。我们用CO和[OII]光谱学中可用的角分辨率识别团块的集合;即，1-1.5”。SFR和气体表面密度的平均值在这个大小的区域，这也是深度2狭缝和提取的IRAM切片的厚度，我们推导出一个空间分辨的肯尼卡特施密特（KS）关系的规模为~8千秒差距。这些数据通常表明平均耗尽时间为1.9 Gyr，但在星系内的点与点之间存在显着差异。
2013-04-29 astro-ph.CO
Schmidt-Kennicutt relations in SPH simulations of disc galaxies with effective thermal feedback from supernovae
我们研究了几个版本的施密特Kennicutt（SK）关系孤立的螺旋星系在TreeSPH模拟运行的GADGET 3代码，包括新的多相粒子积分器（MUPPI）算法的恒星形成和恒星反馈。[...]冷（中性+分子）气体的表面密度和模拟星系的恒星形成率之间的标准SK关系表明，在低气体表面密度的陡峭化，从膝盖的位置取决于光盘气体分数：对于更多的气体丰富的光盘陡峭化发生在更高的表面密度。由于气体分数和金属丰度通常是相关的，这种环境的依赖性模仿的模型，其中H2的形成是由金属丰度调制的预测。冷气体的表面密度在HI和分子气体表面密度相等时，其范围可以从~10 Msun/pc ^2到34 Msun/pc ^2。正如预期的那样，使用分子气体获得的SK关系在模拟中显示出小得多的变化。我们发现，光盘的压力是不能很好地代表了经典的外部压力的光盘在垂直静水平衡。相反，通过表达式P_fit = Sigma_cold sigma_cold kappa / 6很好地拟合，其中右侧的三个量是冷气表面密度、垂直速度分散和周转频率。当考虑“动力学”SK关系，即使用气体表面密度除以轨道时间的关系时，我们发现我们所有的模拟都停留在相同的关系上。我们将其解释为静止星系盘中能量注入和耗散之间平衡的表现，此时能量反馈是有效的，压力由上面给出的表达式表示。这些发现进一步支持了这样一种观点，即星系盘结构的现实模型应该考虑SNe的能量注入。…
2012-01-25 astro-ph.CO
Extended Schmidt Law: Role Of Existing Stars In Current Star Formation
我们提出了一个“扩展施密特定律”与明确的恒星形成效率（SFE=SFR/Mgas）的恒星质量表面密度的依赖。该关系的幂律指数为0.48 ± 0.04，在SFE上观测到的1-sigma散射为0.4 dex，这使得单个全球星系的恒星密度超过5个数量级，包括各种类型，特别是显著偏离Kennicutt-Schmidt定律的低表面亮度（LSB）星系。当将其应用于12个螺旋星系样本的次kpc分辨率区域时，扩展的施密特定律不仅适用于LSB区域，而且与Kennicutt-Schmidt定律相比，在星系内和星系间的散射都显着较小。我们认为，这种新的关系点的作用，现有的恒星在调节超临界流体，从而更好地编码的恒星形成物理。与恒星形成配方物理模型的比较表明，扩展的施密特定律可以重现一些模型，包括气体在恒星引力势和压力支持的恒星形成的自由落体。通过实施这一新的法律到分析模型中的气体吸积在λ CDM，我们表明，它可以重现所观察到的主要序列的恒星形成星系（SFR和恒星质量之间的关系）从z=0到z=2。
2011-03-23 astro-ph.CO
Dwarf galaxy formation with H2-regulated star formation
我们描述了宇宙学星系形成模拟与自适应网格细化代码恩佐，将恒星形成处方调节的分子氢的本地丰度。我们发现，这种H2调节的处方导致在z>4的低质量晕（M_h < ~10^10 M_sun）中恒星形成的抑制，减轻了理论星系形成模型所面临的一些矮星系问题。H2调节直接改变了冷气体的恒星形成效率，而不是通过“超新星反馈”间接减少冷气体含量。我们确定本地H2丰度在我们最精细的网格细胞（76适当的秒差距大小在z=4）通过应用模型的Krumholz，McKee，和Tumlinson，这是基于理想化的1D辐射转移计算H2的形成-解离平衡在~100 pc的原子-分子复合物。我们的H2调节模拟能够再现经验（虽然较低的z）Kennicutt-Schmidt关系，包括低Sigma_气体截止由于从原子到分子相的过渡及其金属丰度的依赖性，而不使用明确的密度阈值在我们的恒星形成处方。我们比较的光度函数，恒星质量密度和恒星形成率密度从我们的模拟最近的观测测定相同的z=4-8的演变，并找到两者之间的合理协议。
2012-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-Regulated Star Formation in Galaxies via Momentum Input from Massive Stars
来自大质量恒星的反馈被认为在塑造星系质量函数、星际介质结构和恒星形成的低效率方面起着关键作用，但反馈的确切形式还不确定。在本文中，第一次在一个系列中，我们提出并测试一种新的数值实现恒星反馈的辐射，超新星，恒星风的动量传递到ISM。我们采用了一个现实的冷却功能，并发现大部分的气体冷却到<100 K，使ISM变得高度不均匀。尽管如此，我们模拟的星系达到了一个近似的稳定状态，在这个状态下，气体引力坍缩形成巨大的分子云（GMC），致密的团块和恒星;随后，恒星反馈分散了GMC，重新填充了弥漫的ISM。这种坍缩和扩散循环在SMC型矮星、Milky-Way和z~2星团盘类似物模型中可见。模拟的全球恒星形成效率与观测到的Kennicutt-Schmidt关系是一致的。此外，恒星形成率几乎是独立的数值强加的高密度恒星形成效率，密度阈值，和密度标度。这是一个事实的结果，在我们的模拟中，恒星的形成是由恒星反馈控制的，限制了可用于形成恒星的非常致密的气体的数量。相比之下，在没有恒星反馈的模拟中，即在只有重力和引力诱导的湍流的作用下，ISM经历失控坍缩到非常高的密度。在这些没有反馈的模拟中，全球恒星形成速率超过观测到的星系恒星形成速率1-2个数量级，表明恒星反馈对星系中恒星形成的调节至关重要。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended Schmidt law holds for faint dwarf irregular galaxies
扩展施密特定律（ESL）是施密特定律的一个变体，它将气体的表面密度和恒星形成联系起来，并将恒星质量的表面密度作为一个额外的参数加入其中。我们第一次实证调查是否低金属丰度暗矮不规则星系（dIrrs）遵循ESL。在这里，我们认为“全球”法律的表面密度平均超过银河系光盘。dIrrs是独一无二的，不仅因为它们处于星系质量和恒星形成尺度的最低端，而且因为它们与一般星系相比是贫金属的。我们的样本来自于微弱不规则星系GMRT巡天（FIGGS），这是此类星系中最大的氢原子巡天。气体的表面密度是用它们的氢原子含量来确定的。恒星形成率的计算使用GALEX远紫外光通量后，校正尘埃消光，而恒星表面密度的计算使用斯皮策3.6 $μ$ m通量。所有的表面密度都是在3.6 $μ$ m图像定义的恒星盘上计算的。我们发现dIrrs确实遵循推广的Schmidt定律。FIGGS星系与该关系的平均偏差为0.01 dex，在该关系周围的分散度小于原始关系中所见的一半。相比之下，我们还表明，FIGGS星系是更偏离时相比，“规范”肯尼卡特-施密特关系。我们的研究结果有助于加强推广施密特定律的普遍性，特别是对低金属丰度的星系。我们认为，恒星形成的模型，其中反馈来自前几代的恒星设置的压力在ISM中，是有前途的候选人解释ESL。我们还确认ESL是一个独立的关系，而不是恒星形成效率和金属丰度之间的关系的一种形式。
2017-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Global star formation revisited
从一个耗散多相模型出发，对盘星的形成进行了一般性的处理，其中主要的耗散是由于云的碰撞。施密特-肯尼库特定律自然地出现在恒星形成盘和恒星爆发中。我们预测Tully-Fisher定律和Schmidt-Kennicutt定律残差之间应该存在负相关。该模型经过扩展，包括对超新星反馈的多阶段处理，从而导致恒星形成定律的湍流压力调节概括，并适用于富含气体的星暴。正如合并引起的恒星形成所预期的那样，增加的压力提高了恒星形成的效率。一个上限是来自星爆的盘星形成率取决于全球ISM云压力的比例。我们扩展这些考虑的情况下，在星系内部的星际气体压力占主导地位的外流从中央活动星系核。在大质量球状体形成期间，活动星系核驱动的风触发恒星形成，导致超新星反馈和外流增强。流出量与活动星系核推动的恒星形成率相当，并在超爱丁顿极限饱和。SMBH和球状体的缩小是活动星系核驱动的正反馈的结果。邦迪吸积以特定的吸积率为中心的黑洞提供能量，该吸积率与黑洞的质量成正比。活动星系核增强的恒星形成是由湍流压力介导的，并将球状体恒星形成速率与黑洞吸积速率联系起来。黑洞质量和球体速度色散之间的关系有一个系数（萨尔皮特时间与气体消耗时间之比），它提供了一个时间箭头。高效率的活动星系核推动的恒星形成可以发生在高红移。
2009-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unleashing Positive Feedback: Linking the Rates of Star Formation, Supermassive Black Hole Accretion and Outflows in Distant Galaxies
压力调节恒星形成是通常超新星调节恒星形成效率的一个简单变体，它控制着恒星形成星系中冷气体含量的函数，并解释了附近和遥远星系中的施密特-肯尼库特定律。包含活动星系核引起的压力，通过喷流和/或风流回富含气体的盘，在某些情况下可以导致显着提高恒星形成率，特别是在高红移和最有可能随后更广泛接受的恒星形成淬火阶段。导出了超大质量黑洞生长、恒星形成和流出速率的简单表达式。预测了黑洞与椭球体质量的比值以及黑洞吸积和流出速率与恒星形成速率的比值随时间的变化。我建议对活动星系核引发的恒星形成假说进行各种测试。
2013-06-03 astro-ph.CO
A sub-resolution multiphase interstellar medium model of star formation and SNe energy feedback
在星系形成的SPH数值模拟中，我们提出了一个新的恒星形成和反馈的多相位亚分辨率模型。我们的模型，称为MUPPI（多相粒子积分器），描述每个气体粒子作为一个多相系统，冷，热气体相，共存的压力平衡，和恒星组件。热的稀薄气相的冷却供给冷的气相。恒星是由分子气体以给定的效率形成的，这个效率与冷相的动力学时间成比例。我们对恒星形成的处方不是基于强加施密特-肯尼库特关系，而是由MUPPI自然产生的。超新星爆炸产生的能量一部分沉积在气体粒子的热相中，一部分沉积在邻近粒子的热相中。每个粒子的不同相之间的质量和能量流动由一组常微分方程描述，我们明确地为每个气体粒子积分，而不是依赖于平衡解。该方程组还包括多相结构对与气体热力学相关的能量变化的响应。我们将我们的模型应用到两个孤立的盘星系模拟和两个球形冷却流。MUPPI能够再现盘星系的施密特-肯尼库特关系。它还再现了盘星系中星际介质的基本性质、冷气体和分子气体的表面密度、恒星和恒星形成率、冷云的垂直速度色散以及与星系喷泉有关的流动。非常值得注意的是，MUPPI还提供了有效的恒星反馈，而不需要包括一个动能反馈的计划。[删节]
2010-02-22 astro-ph.CO
Star formation in extremely faint dwarf galaxies
我们研究了从微弱不规则星系巡天（FIGGS）中抽取的23个极微弱矮不规则星系的气柱密度（来自GMRT 21 cm数据）和恒星形成率面密度（来自公开可用的GALEX数据）之间的关系。我们的样本星系的HI质量中值为2.8e07太阳质量，蓝星等中值为-13.2。我们发现，平均气柱密度超过恒星形成区域的磁盘低于大多数估计的“阈值密度”的恒星形成，和平均恒星形成率表面密度的大多数星系也低于预期的“肯尼库特-施密特”定律（Kennnicutt 1998）。我们还使用我们的数据来寻找小规模（400 pc和200 pc）的相关性。在400 pc的线性分辨率，我们的23个星系中的18个，我们发现，恒星形成率表面密度可以参数化为具有幂律依赖于气体柱密度，这是不同的across样品，一般比“肯尼卡特-施密特”定律陡峭。幂律关系保持，直到达到GALEX数据的灵敏度极限，即我们没有发现证据的“阈值密度”以下的恒星形成是完全切断。对于5个星系的幂律不提供一个很好的参数化，有大量的偏移之间的UV亮区和HI高柱密度图。在200 pc分辨率下，HI和UV图像中峰值之间的偏移更加明显，并且10个星系中只有5个可能采用幂律参数化。
2009-04-17 astro-ph.CO
The role of star formation for the galactic dynamo
磁场放大的快速发电机被认为是在本地框模拟SN驱动的ISM湍流，自洽出现的大规模领域同意非常好，其平均场的描述。我们据此导出了湍流输运系数与SN速率、密度和旋转的标度律。这些提供了输入的平均场MHD框架内的星系中的规则磁场的全球模拟。利用恒星形成率和中平面密度之间的Kennicutt-Schmidt关系，我们可以减少全局模型中自由参数的数量。因此，我们提出了发电机模型不同的旋转曲线和径向密度分布。
2012-06-22 astro-ph.CO
The Star Formation Rate and Gas Surface Density Relation in the Milky Way: Implications for Extragalactic Studies
我们使用YSO和大质量团块样本研究了银河系恒星形成区的恒星形成率（SFR）与气体表面密度之间的关系。我们的YSO样本由位于20个分子云中的物体组成，从斯皮策核心到磁盘和古尔德带调查。我们估计的气体表面密度（Sigma_gas）从Av地图和YSO SFR表面密度（Sigma_SFR）从YSO的数量，假设平均质量和寿命。我们还将云划分为Av的等值线水平，仅计算最年轻的I类和平坦SED YSO。对于一个大质量恒星形成团块的样本，我们从红外光度导出SFR，并使用HCN气体图来估计Sigma_gas。我们发现，银河系云位于河外关系之上（例如，Kennicutt-Schmidt定律），因子高达17。具有高Sigma_gas的云区位于河外关系之上，最高可达54倍，并与大质量团块重叠。我们使用英仙座和蛇夫座云的12 CO和13 CO气体图来估计Sigma_gas，并与Av图中的Sigma_gas进行比较。我们发现，13 CO，低估了4-5倍的AV为基础的质量。在Sigma_gas > 200 Msun pc^-2时，12 CO可能低估了总气体质量的30%以上;然而，这并不能解释银河系与河外星系之间关系的巨大差异。我们发现了恒星形成阈值（Sigma_th）为129+-14 Msun pc^-2的证据。当Sigma_gas > Sigma_th时，银河系的关系是线性的。银河系和河外星系之间关系的差异的…
2010-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implementing Molecular Hydrogen in Hydrodynamic Simulations of Galaxy Formation
受分子氢（H2）和恒星形成之间所观察到的联系的启发，我们提出了一种方法来跟踪的非平衡丰度和冷却过程的H2和H2为基础的恒星形成平滑粒子流体动力学模拟。通过在氢化学网络上积分来计算H2的局部丰度。这个计算包括气相和尘埃颗粒形成的H2，屏蔽HI和H2，和光解的H2由莱曼-沃纳辐射附近的恒星星族。因为这个模型没有假设平衡丰度，它特别适合模拟低金属丰度环境，如矮星系和早期宇宙。我们进一步介绍了一个明确的恒星形成和本地H2丰度之间的联系。这种联系将恒星形成限制在“恒星形成区”，以富含H2的区域为代表。有了这个实现，我们确定的影响H2恒星形成的宇宙学模拟的矮星系。这个模拟是第一个宇宙学模拟与非平衡H2丰度被整合到一个红移为零或包括有效的SN反馈。我们发现，我们的模拟与观察到的Tully-Fisher，全球Kennicutt-Schmidt，并解决Kennicutt-Schmidt关系是一致的。我们发现，包括屏蔽的原子和分子的氢，并在较小程度上，额外的冷却从H2在200和5000 K之间的温度增加了星系中的冷气量。ISM的变化导致星系盘中冷而致密的气体数量增加，并形成了更块状的星际介质（ISM）。恒星形成与H2和更笨拙的ISM之间的明确联系导致红移为零时恒星形成的空间分布更大的蓝色星系。（节略）
2012-05-24 astro-ph.CO
The star formation efficiency in Stephan's Quintet intragroup regions
我们研究了斯蒂芬五重星系（SQ）中所有尘埃辐射源的恒星形成效率。我们推断恒星形成率使用斯皮策MIR/FIR和GALEX的EUV数据，并结合他们与气体柱密度测量由不同的作者，为了定位每个源在肯尼库特-施密特图。我们的研究结果表明，在SQ明亮的IGM恒星形成区目前的恒星形成效率与本地星系内观察到的一致。另一方面，星系间激波区的恒星形成似乎受到相当大的抑制。
2012-03-15 astro-ph.CO
Star Formation in High-Redshift Starburst Galaxies
我提出了一个z~2星暴星系的恒星形成性质的模型。在这里，我将讨论高z亚毫米波Galerkin形成的模型，以及这些系统的CO-H2转换因子。然后，我将这些模型应用于文献观察。我表明，当使用一个函数形式的XCO，在星系中的物理性质的变化顺利，星系在本地和高Z躺在一个单峰Kennicutt-Schmidt恒星形成定律，幂律指数为2。这些星系的推断气体分数很大（fgas ~ 0.2-0.4），尽管比大多数文献估计的利用本地校准的CO-H2转换因子低2倍。
2013-04-23 astro-ph.CO
Survival of Star-Forming Giant Clumps in High-Redshift Galaxies
我们研究了在星系形成的最活跃阶段，来自恒星的辐射压力对高红移大质量盘状星系中恒星形成巨块生存的影响。这些团块通常质量约为10^8-10^9兆太阳能，半径约为0.5 ~ 1，它们是由剧烈的引力不稳定性在湍流的富气盘中形成的，然后在约10个动力学时间内迁移到中心隆起。我们表明，这些团块的生存或破坏恒星反馈的影响下，关键取决于它们形成恒星的速度。如果它们在每个自由落体时间内将其气体质量的百分之几转化为恒星，就像所有局部恒星形成系统所观察到的那样，并由肯尼库特-施密特定律所暗示，它们就不会被破坏。只有当团块在几次自由落体中将大部分质量转化为恒星时，反馈才能产生显著的气体排出。我们考虑这种快速的恒星形成是否可能在高红移巨星团。
2010-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas properties of UV-luminous star-forming galaxies at low redshift
Lyman break analogues（LBA）是一组在紫外波段选择的低红移（z ~ 0.2）的恒星形成星系。这些天体与当地宇宙中质量和光度相似的其他星系相比，恒星形成率更高，尘埃消光率更低。在这项工作中，我们提出了一个调查的结果与毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）检测CO（1-0）发射的LBA，以分析这些星系中的分子气体的性质。我们的研究结果表明，LBA遵循相同的施密特-肯尼库特定律的本地星系。另一方面，它们具有更高的气体分数（高达66%）和更快的气体耗尽时间尺度（低于1 Gyr）。这些特征使这些物体更类似于高红移恒星形成星系。我们的结论是，LBA是一个伟大的附近的实验室，研究冷星际介质在低金属，紫外光致密恒星形成星系。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas in galaxies at all redshifts
我回顾了一些关于星系分子含量的最新结果，这些结果主要是从CO谱线获得的，但也包括致密示踪剂或尘埃连续谱发射。在分子云物理学及其形成恒星的效率方面取得了新的成果，揭示了肯尼卡特-施密特定律作为表面密度和星系类型的函数。在中等和高红移的星系研究方面已经取得了很大的进展，这使得研究恒星形成历史和恒星形成效率与气体含量或星系演化的关系成为可能。在大质量星系中，气体比例在过去更高，星系盘更不稳定，更动荡。ALMA观测将允许以更高的空间分辨率和灵敏度在高z处研究更多的正常星系。
2011-01-16 astro-ph.CO
Star formation in the extended gaseous disk of the isolated galaxy CIG 96
本文研究了孤立星系CIG 96（NGC 864）气体盘中Kennicutt-Schmidt星的形成规律和效率，重点研究了其异常大的原子气体盘（rHI/r25 = 3.5，r25 = 1. '85）。我们提出了深GALEX近紫外和远紫外观测，作为最近的恒星形成示踪剂，我们比较他们与新的，高分辨率（16”，或1.6千秒差距）VLA HI观测。在内部1 '区以外，紫外和HI图显示出良好的空间相关性，其中HI相占主导地位，H_2相占主导地位。扩展的气体盘中的恒星形成区主要位于两个（相对）对称的巨大气体螺旋臂状特征内的增强HI辐射上，这两个特征在r \simeq 3'处模拟HI伪环。在这种结构内部，两个较小的气体螺旋臂从光盘的NE和SW延伸并连接到先前提到的HI伪环。有趣的是，我们发现（原子）Kennicutt-Schmidt幂律指数随着半径的增加而系统地减小，从内盘的N \simeq 3.0 +- 0.3（0.八比一7）到N = 1.6 +- 0.5的气体盘（3.三比四'2）。虽然恒星形成效率（SFE），每单位气体的恒星形成率，随着半径的HI组件占主导地位的是常见的星系，我们发现，有一个中断的相关性r = 1.5 r_25。在半径为1.5 r_25 < r < 3.5 r_25的区域，大部分位于HI伪环结构内，存在SFE几乎保持不变的区域，SFE \simeq为10^-11 yr^-1。我…
2011-07-04 astro-ph.CO
Molecular hydrogen regulated star formation in cosmological SPH simulations
观测表明，恒星的形成（SF）与分子氢（H $_2$）的存在密切相关。因此，在宇宙学背景下研究它对星系形成的影响是很重要的。在目前的工作中，我们跟踪的H $_2$的质量分数在我们的宇宙学平滑粒子流体动力学（SPH）代码GADGET-3使用的平衡分析模型Krumholz等。该模型允许我们调节恒星形成在我们的模拟由本地丰富的H $_2$，而不是总的冷气体密度，自然引入恒星形成的金属丰度的依赖。我们研究了基于平衡H $_2$的SF模型对星系人口性质的影响，如星晕质量比（SHMR）、重子分数、宇宙星形成率密度（SFRD）、星系特定SFR、星系恒星质量函数（GSMF）和Kennicutt-Schmidt（KS）关系.我们的工作比以前的工作的优势是有一个大的模拟星系的宇宙学体积从高红移到$z=0$的样本。我们发现，低质量晕与M $_{DM}<10^{10.5}$ M $_\odot$是不太有效的产生恒星的H $_2$为基础的SF模型在$z\geq6$，这使得模拟更好地与观测估计的SHMR和GSMF在低质量端。这是特别明显的减少，在M $_\star\leq10^{8}$ M $_\odot$在GSMF的低质量星系的数量。在H $_2$运行中，在高$z$时，整体SFRD也会降低，这导致在低红移时SFRD略高，这是因为在以后的时间里，有更多的气体可用于恒星形成。这种新的H $_2$模型能够自然地再现…
2013-12-13 astro-ph.CO
How supernova explosions power galactic winds
来自超新星的反馈是星系形成的一个重要方面。为了改进反馈的次网格模型，我们进行了一系列的数值实验，以研究超新星爆炸如何驱动星系风。我们使用Flash流体动力学代码来模拟简化的ISM，包括重力，流体动力学，辐射冷却超过10，000 K，和恒星形成，再现Kennicutt-Schmidt关系。通过模拟一个小补丁的ISM在一个高大的盒子垂直于磁盘，我们获得子秒差距的分辨率，使我们能够解决个别超新星事件，我们调查风的属性取决于那些ISM和星系。我们发现，外流是更有效的磁盘具有较低的表面密度或气体分数。一个简单的模型，其中温暖的多云介质是障碍，限制爆炸波的膨胀再现的流出属性与磁盘参数在高恒星形成率的缩放。我们发现的缩放设置在一个新的立足点上的星系风的调查，提供了一个物理动机的子网格描述风，可以在宇宙学流体动力学模拟和唯象模型。[摘要]
2012-11-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ALMaQUEST Survey IX: The nature of the resolved star forming main sequence
我们调查的性质的表面密度的恒星形成率（$Σ_{\rm SFR}$），恒星质量（$Σ_*$），和分子气体质量（$Σ_{\rm H_2}$）之间的标度关系，旨在区分的关系是主要的，即更基本的，而不是那些间接的副产品的其他关系。我们使用ALMaQUEST调查和分析数据，使用偏相关和随机森林回归技术。我们明确地发现，最强的内在相关性是在$Σ_{\rm SFR}$和$Σ_{\rm H_2}$之间（即解析的Schmidt-Kennicutt关系），其次是$Σ_{\rm H_2}$和$Σ_*$之间的相关性（解析的分子气体主序列，rMGMS）。一旦考虑到这两个相关性，我们发现，没有证据表明任何内在的相关性之间的$Σ_{\rm SFR}$和$Σ_*$，这意味着SFR是完全由分子气体的量驱动，而其对恒星质量的依赖性（即解析恒星形成主序列，rSFMS）只是出现作为分子气体和恒星质量之间的关系的结果。
2022-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tests of subgrid models for star formation using simulations of isolated disk galaxies
本文通过孤立盘星系模拟检验亚网格恒星形成模型，发现结合施密特定律与引力不稳定性判据的基准模型能最好地再现观测的KS关系，并论证恒星形成判据应施加于分辨率极限处以实现可观测量收敛。
2023-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas in high redshift galaxies
最近的观测与IRAM仪器允许探索恒星的形成效率在星系的红移的函数，在检测和映射其分子气体。有些星系位于所谓的“主序星”上，形成恒星的速度可以持续1 Gyr的时间尺度，有些是恒星爆发，消耗时间要短得多。过去的恒星形成更加活跃，部分原因是星系中含有更大的气体成分，也因为恒星形成效率更高。然而，在z \sim 2.5之前，整体Kennicutt-Schmidt关系是相似的。引力透镜的放大率已经被用来详细地探索红移高达6的星系。赫歇尔已经发现了许多这样的候选者，并且它们的红移已经通过CO线确定。ALMA开始用它的宽带接收器大大扩展这些红移的搜索，以寻找大范围的在光学上看不见的太模糊的物体。
2013-03-04 astro-ph.CO
A Test of Star Formation Laws in Disk Galaxies
利用Leroy等人对12个盘星系的分子主导区的总质量面密度（Sigma_g）、分子质量面密度（Sigma_H_2）、气体质量面密度（Sigma_sfr）、自转速度和恒星形成率面密度（Sigma_sfr）的径向剖面观测，检验了几个恒星形成定律：“Kennicutt-Schmidt幂律”，Sigma_sfr=A_g Sigma_{g,2} ^{1.5}$; Krumholz & McKee（KM）和Krumholz，McKee & Tumlinson（KMT）的“湍流调节定律”，“气体-Ω定律”，Sigma_sfr = B_Ω Sigma_g Ω;剪切驱动的“GMC碰撞定律”，Sigma_sfr = B_CC Sigma_g Ω（1 - 0.7 β），其中β为d ln v_circ / d ln r。我们发现常数分子定律，KMT湍流定律和GMC碰撞定律是最准确的，与均方根误差的一个因素为1.5，如果归一化常数允许不同的星系之间。在这三个定律中，GMC碰撞定律不需要物理学的改变来解释从正常星系到环核星暴的整个恒星形成活动。B_CC=8.0x10^{-3}的单一全球大麦哲伦星系碰撞定律，即β =0时气体消耗时间为20个轨道时间，产生的均方根误差为1.8倍。
2010-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular gas, CO, and star formation in galaxies: emergent empirical relations, feedback, and the evolution of very gas-rich systems
在星系尺度的数值模拟中，我们使用HI、H_2气相和恒星耦合演化的时变模型来：a）检验Kennicutt-Schmidt（K-S）关系和H_2-压力关系的出现; b）探索一个现实的H_2调节的恒星形成配方，该配方提出了一个被忽视的、潜在重要的SF调节因子，和c）超越典型的星系环境（这些星系的经验关系推导），探索非常丰富的气体星系的早期演化。在这项工作中，我们的模型低质量星系（$M_{\rm baryon} \le 10^9 \msun$），同时纳入一个独立的治疗CO的形成和破坏，最重要的示踪分子的H2在星系中，随着H2气体本身。我们发现，当ISM态、恒星分量及其反馈之间达到动力学平衡后，K-S和H_2-压力经验关系都能在星系中稳健地出现。（节略）
2009-11-03 astro-ph.CO
New empirical constraints on the cosmological evolution of gas and stars in galaxies
我们结合了最新的观测动机的约束恒星性质的暗物质晕，随着数据驱动的预测原子（HI）和分子（H $_2$）的气体在星系中的演变，获得经验之间的关系建立的星系组成部分和它们的演变在宇宙时间。在高红移（$z \gtrsim 4$），框架意味着星系主要通过吸积获得它们的冷气（原子和分子），冷气的分数达到宇宙重子分数的20%左右。我们推断一个强烈的依赖H $_2$质量的恒星形成率，这表明在银河系大小的晕（质量$10^{12} \ M_{\odot}$在$z = 0$）的0.1-1 Gyr的近普遍的耗尽时标。如果假设CO光度与分子气体质量的转换因子（$α_{\rm CO}$）为常数，那么肯尼库特-施密特关系在红移范围内几乎是普适的，对恒星质量的依赖性很小。结合原子和分子气体的观测与恒星的建立说明银河系质量大会在银河系大小的晕收益从平滑吸积在高红移，成为合并为主的后期（$z \lesssim 0.6$）。我们的研究结果可以用来限制在宇宙历史上星系的主要增长和吸积过程的数值模拟。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray haloes and star formation in early-type galaxies
描述早型星系轴对称双分量模型中热ISM演化的高分辨率二维流体动力学模拟很好地再现了观测到的X射线光度（$L_\mathrm{x}$）和温度（$T_\mathrm{x}$）随星系形状和旋转的变化趋势，但也揭示了旋转系统中超大质量冷却气体盘的形成。在这项研究的后续行动中，在这里，我们调查的影响，恒星形成的光盘，包括随之而来的注入质量，动量和能量的预先存在的星际介质。结果表明，后续世代的恒星在赤道区相继产生，新恒星的平均年龄为$> 5$ Gyr，所采用的恒星形成配方可以重现经验的Kennicutt-Schmidt关系。在没有恒星形成的情况下，对热气体的$L_\mathrm{x}$和$T_\mathrm{x}$的研究结果以及它们随星系形状和旋转的变化趋势进行了确认。与此同时，大部分的冷气盘被消耗成新的恒星，导致更现实的最终系统，其冷气质量和恒星形成率与在本地宇宙中观察到的结果吻合得很好。特别是，我们的模型可以解释在大质量，快速旋转的早期星系中观察到的运动学对齐的气体。
2015-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Environmental Dependence of Star Formation Law in the Disk and Center of IC 342
使用12 CO到H2的转换因子（Xco，v）检查IC 342中的Kennicutt-Schmidt（K-S）定律，该转换因子取决于金属丰度和CO强度。此外，光学薄的~（13）CO（1-0）也被独立地用于分析K-S定律。在银河系中心，Xco，v比银河系标准Xco低2 ~ 3倍，而在圆盘上则比Xco高2倍左右。12 CO和13 CO分子气体（Sigma_H_2）的表面密度在高Sigma_H_2区的环境中是一致的。通过比较圆盘和IC 342中心区域的K-S定律，我们发现K-S定律的幂律指数（N）向中心区域增大。此外，观察到N对Sigma_H2的依赖性。具体地，N随着Sigma_H2而增加。在这项工作和以前的观测中导出的N与IC 342的盘（低Sigma_H2区域）的引力不稳定性和中心区域（高Sigma_H2区域）的引力不稳定性和云-云碰撞可能触发恒星形成的含义是一致的。此外，向高Sigma_H2域增加的N也与关于巨分子云性质的理论预测相匹配。IC 342的结果得到了其他邻近星系的相同分析的支持。
2013-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of non-equilibrium metal cooling on the interstellar medium
通过使用现代光滑粒子流体动力学代码GASOLINE 2和化学包KROME之间的一个新的接口，我们遵循一个孤立的星系的流体动力学和化学演化。为了评估不同物理参数和处方的相关性，我们构建了一套10个模拟，其中我们改变了化学网络（原始和金属物种），金属冷却的建模方式（非平衡与平衡;光学薄与厚近似），初始气体金属丰度（从10%到100%太阳），以及分子氢如何在尘埃上形成。这是第一个工作，其中金属注入超新星，湍流金属扩散，和非平衡金属冷却的金属网络是自洽地包括在星系模拟。我们发现，适当地模拟几种金属物种的化学演化和相应的非平衡金属冷却对气体的热力学，化学丰度和星系的外观有重要影响：气体通常是温暖的，有一个较大的分子气体质量分数，并有一个平滑的光盘。我们还得出结论，在相对较高的金属丰度，选择的分子氢形成率的灰尘是不重要的。此外，我们确认，较高的初始金属丰度产生较冷的气体和较大比例的分子气体，与低金属丰度模拟最好地匹配所观察到的分子Kennicutt-Schmidt关系。最后，我们的模拟结果与将恒星形成率与金属发射线联系起来的观测结果吻合得很好。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Model for the Origin of Bursty Star Formation in Galaxies
我们提出了一个简单的分析模型，以了解恒星的形成是时间稳定的星系与突发。最近的模型解释了所观察到的恒星形成率和星系气体表面密度之间的Kennicutt-Schmidt关系，这是由于恒星反馈和引力之间的平衡。我们认为，爆发性恒星形成时，这样的平衡不能稳定地维持，并确定两个制度，星系尺度的恒星形成应该是爆发性的：i）在高红移（z>~1）的所有质量的星系，和ii）在低质量（取决于气体分数）的星系在任何红移。在高红移时，特征星系动力学时间尺度变得太短，超新星反馈无法有效地响应星系盘中的引力坍缩（最近发现的星系核效应），而在矮星系中，恒星形成发生在太少的明亮恒星形成区域，无法有效地平均。由于早期宇宙中气体分数的升高，在高红移时爆发也会增强。因此，我们的模型可以解释在这些制度的爆发恒星形成率预测最近的高分辨率星系形成模拟，以及爆发恒星形成的历史观测推断在本地矮和高红移星系。在我们的模型中，爆发性恒星形成与超新星特别强烈的时空聚集有关。这样的成团可以促进星系风的形成，因此我们的模型也可以解释高红移大质量星系相对于z~0对应星系的风质量负载因子要高得多。
2017-10-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shocks, cooling and the origin of star formation rates in spiral galaxies
理解恒星形成是有问题的，因为它起源于星系的大尺度动力学，但发生在单个恒星形成事件的小尺度上。本文提出了第一个数值模拟，以解决恒星形成过程的亚秒差距尺度，同时也遵循银河系尺度上的星际介质（ISM）的动力学。在这些模型中，温暖的低密度ISM气体流入螺旋臂，在那里轨道拥挤产生致密云的激波形成，由它们的外部压力暂时保持在一起。冷却使气体被压缩到足够高的密度，使局部区域在自身重力下坍塌并形成恒星。恒星形成速率与气体的局域面密度呈Schmidt-Kennicutt型SFR ~ SFR_{gas}^{1.4}关系，而与冷的致密气体呈线性关系。冷却是恒星形成的主要驱动力，恒星形成的速率决定了引力坍缩所需的冷气量。在模拟中发现的恒星形成率相对于河外值被抵消到更高的值，这意味着可能需要不断减少，例如来自反馈或磁场。有趣的是，螺旋或其他会聚激波以及伴随的热不稳定性似乎可以解释恒星形成是如何触发的，产生分子云的物理条件，并解释为什么恒星形成率与星系的气体性质密切相关。
2013-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the Stellar Outskirts of M81: Evidence for a Faint, Extended Structural Component
我们提出了一个广泛的领域人口普查的解决恒星星族在北半部的M81，进行与Suprime-Cam的8米斯巴鲁望远镜和覆盖面积约0.3平方度。由此得到的色星等图比红巨星分支（RGB）尖端低一个星等，可以详细比较年轻和年老恒星的空间分布。年龄小于1亿年的恒星的表面密度与中性氢的表面密度相关，其方式类似于圆盘平均的肯尼卡特-施密特关系。我们将这种相关性追溯到约2 x 10^20 cm^{-2}的气体密度，低于通常用H-α通量探测的密度。漫射光和分辨的RGB恒星计数都显示出令人信服的证据，证明在明亮的光盘之外有一个微弱的、扩展的结构组件，表面亮度分布更平坦。恒星数使我们能够探测到比单独使用漫射光更微弱的分量。根据其RGB恒星的颜色，我们估计该组成部分在32 - 44 kpc的去投影半径处有一个峰值全球金属丰度[M/H] ~ -1.1 +/-0.3，假设年龄为10 Gyr，距离为3.6 Mpc。它的RGB星的空间分布遵循幂律表面密度分布，I（r）~ r^{-gamma}，gamma ~ 2。[摘要]
2009-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of disc galaxies in a LCDM universe
我们研究了盘星系的形成在一个完全宇宙学的框架，使用自适应网格加密模拟。我们进行了广泛的参数研究的主要次网格过程，控制气体如何转化为恒星和超新星反馈的耦合效应。我们认为，以前的尝试，形成盘星系一直是不成功的，因为普遍采用强反馈结合高恒星形成效率。除非在超新星事件中向星际介质注入极大量的能量，否则这些恒星形成参数会导致以凸起为主的S 0/Sa星系，因为恒星形成在z~3处过于有效。我们发现，低效率的恒星形成更密切的模型subparsec的物理过程，特别是在高红移。我们着重讨论了尺度长度r_d=4-5 kpc、旋转曲线平坦、球盘比为B/D~1/4的扩展盘星系的成功形成。我们不仅解决了一个类似银河系的螺旋星系的形成，我们还观察了盘的长期演变，因为它形成了一个伪凸起。盘的性质与观测结果吻合得很好，并与光度和重子Tully-Fisher关系，Kennicutt-Schmidt关系和观察到的螺旋星系的角动量内容是兼容的。我们的结论是，潜在的小尺度恒星形成物理起着更大的作用比以前认为在模拟星系形成。
2010-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
H2 chemistry in galaxy simulations: an improved supernova feedback model
在这项研究中，我们提出并验证了一个变化的最近开发的物理动机的子网格处方超新星反馈，占未解决的节能阶段的泡沫膨胀。我们的模型建立在公开的无网格流体动力学代码GIZMO的实施，并与化学库KROME相结合。在这里，我们测试它对不同的设置，以解决它如何影响分子氢（H $_2$）的形成/解离。首先，我们探索非常理想化的条件，以表明它可以准确地再现独立于分辨率的爆炸波的终端动量。然后，我们将其应用到一套孤立的银河系般的星系的数值模拟，并将其与采用延迟冷却子网格处方的类似运行进行比较。我们发现，延迟冷却模型，通过加压特设的气体，是更有效地抑制恒星的形成。然而，为了获得这种效果，它必须在期望有效冷却的密度下保持气体温暖/热，人为地改变气体的热化学状态，并且即使在致密气体中也降低H $_2$丰度。另一方面，机械反馈能够在不改变气体热力学的情况下再现H $_2$柱密度，并且同时驱动更强大的流出。然而，由于在抑制恒星形成方面效果不佳，它高估了肯尼库特-施密特关系式约2.5倍。最后，我们表明，该模型是一致的，在不同的分辨率水平，只有轻微的差异。
2019-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star-formation laws in extreme starbursts
恒星形成规律的观测研究对于解开星系中局部和全局尺度上的物理过程至关重要。为了这个目的，我们已经扩大了极端的星爆的样本，代表本地LIRGs和ULIRGs，高质量的数据中获得的1-0线的HCN。对新数据的分析表明，由FIR/HCN光度比得出的致密分子气体的恒星形成效率，在极端恒星爆发中比正常星系高出3-4倍。我们发现一个二元性的Kennicutt-Schmidt法律，是加强，如果我们考虑到不同的转换因子HCN（α_HCN）在极端的星爆和正常星系中的恒星形成率的清晰的校正。我们发现，如果我们假设LIRGs/ULIRGs中HCN密度高1-2个数量级，并且假设SFR_ ff约为0.005-0.01和/或α_HCN比我们所期望的值低几个数量级，那么用一个共同的恒定的每自由落体时间恒星形成率（SFR_ff）来拟合正常星系和LIRGs/ULIRGs之间FIR/HCN比值的观测差异是可能的。
2012-09-19 astro-ph.CO
On the impact of empirical and theoretical star formation laws on galaxy formation
我们调查的后果，应用不同的恒星形成法律的星系形成模型GALFORM。三个广泛的恒星形成定律的实施：经验关系的Kennicutt和施密特和闪电和Rosolowsky和理论模型的Krumholz，McKee和Tumlinson。这些定律没有自由参数，一旦校准对恒星形成率（SFR）和气体表面密度在附近星系的观察。我们从公布的模型，并调查哪些观测值是敏感的恒星形成规律的变化，而不改变任何其他模型参数。结果表明，改变恒星形成定律（i）对宇宙的恒星形成历史和光学及近红外波段的星系光度函数都没有显著影响，这是由于恒星形成的静态模式和爆发模式之间的有效平衡;（ii）对星系的冷气含量有很大影响;（iii）改变了星系在SFR与恒星质量平面的位置，因此除了已知的“活动”序列之外，还出现了第二个“被动”星系序列。我们表明，这个平面可以用来区分恒星形成的法律。
2011-06-01 astro-ph.CO
Galactic winds - How to launch galactic outflows in typical Lyman-break galaxies
我们进行流体动力学模拟的一个年轻的星系盘嵌入在一个热的气体晕典型的莱曼break星系（LBG）的参数。我们考虑到由于暗物质晕，恒星隆起和恒星和气体盘的（静态）引力势。恒星的形成是由当地的肯尼库特-施密特定律。我们简化的星际介质的结构，限制计算域的25日的全方位角，有效地假设大规模的轴对称和忽略任何螺旋结构的影响，并专注于大规模的ISM驱动程序，超级气泡。超新星是随机触发的，并有几十到几百个预设的事件大小。我们进一步研究了不同的晕气体压力和能量注入方法。我们的许多模拟星系，但不是全部，发展双极外流。我们通过质量和能量流出率来描述流出的强度，并研究了模型细节变化的影响。我们发现，超新星如果包含在更大的超级气泡中会更有效。光环气体的重量和压力能够熄灭银河系的外流。在恒星形成密度超过临界值的区域，风从一系列超级气泡中出现。超气泡以略超音速的速度膨胀到气体晕中，产生与在LBG周围观察到的反射系统具有相似特征的辐射激波。
2013-06-13 astro-ph.CO
Dense gas without star formation: The kpc-sized molecular disk in 3C326 N
我们报告在附近的射电星系3C 326 N中发现了一个3 kpc的盘，其中有几个10^9 Ms的致密温暖的H_2，它没有显示出正在进行或最近的恒星形成的迹象，并且比施密特-肯尼库特定律低60倍。VLT/SINFONI成像光谱显示，在整个盘上有宽的（FWHM \sim 500 km/s）振转H_2谱线，其不规则的轮廓和谱线比与激波一致。湍流能量和引力能量的比值表明，气体是高度湍流的，没有引力束缚。在没有喷流驱动的情况下，短的湍流耗散时间表明气体应该迅速坍缩并形成恒星，这与最近的恒星形成历史不一致。受湍流压缩加速H_2快速生成的流体力学模型的启发，我们提出了在湍流射流茧中由扩散原子气体形成的分子。由于气体没有自引力，因此在喷流活跃时无法形成分子云或恒星，并且在核活动停止后可能会分散并再次成为原子。我们推测，非常低的恒星形成率预计在这种条件下，提供了大规模的湍流设置分子云中的气体动力学。我们的研究结果表明，喷气机可能会产生大的分子水库预期在活动星系核触发恒星形成的“正反馈”的情况下，但这本身是不足以触发恒星形成。
2011-10-26 astro-ph.CO
