恒星爆发对z=2恒星形成的较小作用

[ CII ]尘埃星爆和AGN中的158微米亮度和恒星形成率

[CII] 158 micron Luminosities and Star Formation Rate in Dusty Starbursts and AGN

结果提出[CII] 158微米线通量观测与赫歇尔PACS仪器在112个源与星爆和活动星系核分类，其中102个源有信心的检测。结果进行了比较与中红外光谱从斯皮策红外光谱仪和L（IR）从IRAS通量; AGN/星爆分类确定从6.2微米PAH功能的等效宽度。发现[CII]线通量与11.3 μ m PAH特征通量密切相关，log [f（[CII] 158 μ m）/f（11.3 μ m PAH）] = -0.22 +-0.25。它的结论是，[CII]线通量措施的光解区域与星爆以相同的方式作为PAH功能。通过比较[CII]的光度L（[CII]）和L（IR），得到了任何具有[CII]的源中星暴分量的恒星形成率的刻度，其结果是log SFR = log L（[CII]）-7.08 +-0.3，其中SFR以太阳年质量计，L（[CII]）以太阳光度计。在更亮的光源中，L（[CII]）/L（IR）的比值逐渐减小（“[CII]赤字”），这是活动星系核中亮的成分对L（IR）的主要贡献的结果，因为具有最大L（IR）和最小L（[CII]）/L（IR）的光源是活动星系核。

在核爆炸之外？大合并中的恒星形成

Beyond the nuclear starburst? Clustered star formation in major mergers

最近的模拟工作成功地捕捉到了在合并星系中观察到的星团的形成。然而，这些研究往往集中在研究极端的恒星爆发上，比如银河系。我们的目标是确定是否有一些特殊的发生在这些极端的系统或团簇形成的机制是否存在于所有的合并或多或少的程度。我们进行了一般性的研究合并引起的恒星形成的样本5 pc分辨率自适应网格细化模拟的低红移等质量合并与随机选择的轨道参数。我们发现，有一个增强的质量分数非常致密的气体，出现在合并过程中的气体密度概率密度函数的演变。这一发现对一些观测结果的解释有一定的意义;稠密气体的质量分数越大，HCN/CO的比值越大，并预测在并合中α CO越低，因为对于给定质量的H_2，CO的排放将在更稠密的环境中增加。我们还发现，随着恒星形成率的增加，有一个相关的峰值在气体的速度色散，我们归因于增加湍流驱动的相互作用本身。恒星的形成倾向于星团式的：在某些情况下，恒星的形成是扩展的星团式的，但即使恒星的形成集中在kpc内部（即可以被认为是核星暴），它仍然经常是星团式的，而不是平滑的分布。我们没有发现强有力的证据，一个明确的双峰在Kennicutt-Schmidt关系的平均合并模拟在这里。相反，它们在星爆期间通常会稍微偏离预测的静止关系。

星系合并中的恒星形成：ISM turbulence，致密气体过剩，以及盘和星爆的标度关系

Star formation in galaxy mergers: ISM turbulence, dense gas excess, and scaling relations for disks and starbusts

星系的相互作用和合并在星系的恒星形成历史中扮演着重要的角色，但仍然存在争议和知之甚少。数值和理论模型还不能解释合并引起的星爆的主要性质，包括它们的强度和空间范围。通常，并合引发的星暴的机制是一个全球性的气体流入中央kpc，导致核星暴。在这里，我们表明，使用高分辨率AMR模拟和比较的气体成分的合并观察，触发的星爆也导致增加ISM湍流和速度色散的相互作用系统。这就形成了比静止的盘状星系密度更大、质量更大的冷气体。稠密冷气体的比例大幅增加，改变了这些系统的全球密度分布，并导致有效的恒星形成。由于恒星爆发活动不仅来自于气体的全球压缩到更高的平均表面密度，而且来自于更高的湍流和破碎成巨大而致密的云，合并系统可以进入与静止盘星系不同的恒星形成状态。这与最近的观测结果相一致，表明盘星系和恒星爆发系统不是单一制度的低活动端和高活动端，而是实际上遵循不同的恒星形成比例关系。

高红移大尺度结构中的恒星形成猝灭：$z \sim 0.9$ Cl1604超星系团中的星暴后半导体

Star Formation Quenching in High-redshift Large-scale Structure: Post-starburst Galaxies in the Cl1604 Supercluster at $z \sim 0.9$

位于$z \sim 0.9$的Cl 1604超星系团是研究最广泛的高红移大尺度结构之一，有超过500个光谱确认的成员。它由8个星团和星系群组成，成员从十几个到近百个，为研究大尺度环境对星系演化的影响提供了广泛的环境。在这里，我们研究了48个后星暴星系在Cl 1604的属性，比较他们在同一个超星系团的其他星系群。通过地面光学和近红外成像的测光，以及$Spitzer$中红外观测，我们得出了所有Cl 1604成员的恒星质量。K+A星系的颜色和恒星质量支持它们是红序星系的祖先的观点。它们的形态、剩余恒星形成率和空间分布表明星系合并可能是产生星暴后星系的主要机制。星系与稠密的星系团内部介质之间的相互作用也是有效的，但仅限于动态演化的星系团的核心。星系团中星暴后星系的普遍性与主星系团的动力学状态相关，因为星系合并和密集的星系团内介质都会产生星暴后星系。我们还研究了用H $δ$和[OII]等效宽度选取的K+A样品的不完全性和污染。由于LINER/Seyferts的存在，K+A星系的样本可能高达$\sim50\%$不完整，而高达$\sim30\%$的K+A星系可能具有大量的恒星形成活动。

在低和高红移时盘与星暴的不同恒星形成律

Different star formation laws for disks versus starbursts at low and high redshifts

我们提出的证据表明，“真正的”磁盘和星爆系统占据不同的区域中的气体质量与恒星形成（SF）率平面，无论是集成量和各自的表面密度。这一结果是基于在低和高红移的星系群的CO观测，以及目前对CO光度到气体质量转换因子的共识。这些数据表明存在两种不同的恒星形成制度：持久的磁盘模式和更快速的模式，星爆，后者可能发生在重大合并或在密集的核SF地区。这两种模式都可以在很大范围的SF率上观察到。从遥远的近红外选定星系的CO排放的检测揭示了这种双峰行为的第一次，因为它们使我们能够探测气体在盘星系更高的SF率比当地看到的。不同的制度可能被解释为头重脚轻的IMF在星爆的影响。然而，我们倾向于一个不同的物理起源有关的分子气体在稠密的云的分数。IR亮度与气体质量比（即，SF效率）似乎与动态（旋转）时间尺度成反比。只有当占的动力学时标，一个普遍的SF法律得到，表明全球星系的性质和本地SF率之间的直接联系。

星系相互作用和合并中的恒星形成

Star formation in galaxy interactions and mergers

本讲座回顾了在星系相互作用和合并中恒星形成的基本物理过程。相互作用和合并通常会导致强烈的恒星爆发，但星际气体物理学，大规模相互作用和活跃的恒星形成之间的联系是复杂的，尚未完全理解。有两个过程可以驱动星暴：气体的径向流入可以为核星暴提供燃料，触发的气体湍流和碎片可以在具有高密度气体的大质量星团中驱动更广泛的星暴。这两种模式当然都需要解释观测到的星爆合并的性质。一个特别的结果是，恒星形成的比例定律并不普遍，而是从静止的磁盘到恒星爆发合并而变化。高分辨率的流体动力学模拟被用来说明讲座。

H阿尔法星系巡天。VIII。密切的同伴和相互作用，以及星爆的定义

The H alpha Galaxy Survey. VIII. Close companions and interactions, and the definition of starbursts

我们考虑大质量的恒星形成特性，径向轮廓，以及这些星系的原子气体质量在我们的H α星系巡天，一个代表性的样本的本地宇宙的327个盘星系，有密切的同伴星系，与匹配的对照样本的星系没有同伴。我们发现，一个密切的同伴的存在下，提高了恒星形成率的一个因素，略低于2，而几乎没有增加在所有的等效宽度的H α发射。这意味着，虽然从统计学上看，有密切伴星的星系形成恒星的速度更快，但它们形成恒星的时间很长，而不是爆发。我们发现，没有显着增加的中心浓度的恒星形成的一个密切的同伴的存在下的结果。真正相互作用或合并的星系在本宇宙中的比例非常小，约为2%，可能是明亮星系的4%。这些相互作用的星系中的大多数目前都有不起眼的恒星形成特性。我们还研究了调查星系的属性与最极端的值，如率，等效宽度，恒星形成率每面积，气体耗尽时标的恒星形成指标。我们发现，这些指标有利于不同的星系子集，并使用这些信息来讨论关键的可能定义的术语星爆来描述星系增强恒星形成活动。我们的结论是，没有一个星爆的定义可以设计这是客观的，一般判别。除非将“星暴”一词的使用限制在极少数星系，否则该词将继续用于各种各样的、范围广泛的天体集合，这些天体没有将其归类为星暴的物理基础。

合并星系团中星暴和星暴后星系的同步形成

Synchronized formation of starburst and poststarburst galaxies in merging clusters of galaxies

基于对星系团合并事件期间团内介质（ICM）物理性质时间演化的新数值模拟，我们提出，在星系团重大合并期间，富气体星系中同步触发恒星形成是可能的。我们的数值模拟表明，在星系团合并过程中，星系团成员星系嵌入的ICM的外部压力会显著增加。因此，在富含气体的成员中，由于其冷气体被增加的压力强烈压缩，可以触发有效的恒星形成。我们还认为，这些恒星形成星系可以随后转化为poststarburst星系，其空间分布在集群内是不同的，其人口的其余部分。我们讨论了这种可能的合并引起的恒星形成和恒星形成后的星系团星系的数量增加是否与观察到的星系在合并星系团的演变是一致的。

星暴星系中的HAWK-I红外超新星搜索

HAWK-I infrared supernova search in starburst galaxies

使用SN率探测爆炸情景和追踪宇宙恒星形成历史的做法，得到了一些天气调查的推动。最近有人声称恒星形成和核心坍缩的SN速率之间有两倍的不匹配，对此差异提出了不同的解释。我们试图在恒星形成和灭绝都非常高的星暴星系的极端环境中对恒星形成和超新星发生率之间的关系进行独立测试。为此，我们进行了一个红外超新星搜索的样本本地恒星星系。在红外线中搜索的合理性是为了减少由于消光引起的偏差，这是恒星形成和超新星速率之间观察到的差异的假定原因之一。为了评估搜索的结果，我们开发了一个蒙特卡洛模拟工具，用于预测的数量和性能的基础上的搜索特性和目前的理解星爆星系和超新星的预期超新星。在搜索过程中，我们发现了6颗超新星（4颗光谱分类），这与蒙特卡洛模拟工具的预测非常一致，平均而言，这是$5.3\pm2.3$事件。当我们认识到大部分（$\sim 60%$）的事件仍然隐藏在不可访问的，高密度的核区域，因为搜索效率降低和高灭绝的组合时，在星爆星系中检测到的超新星的数量是一致的，从他们的高恒星形成率的预测。

星暴星系的密度测量和温度测量

Densitometry and Thermometry of Starburst Galaxies

为了获得星系外的物理条件，我们提出了一个调查的甲醛（H2 CO）和氨（NH3）的排放和吸收的样本星爆星系使用绿岸望远镜。通过扩展用于推导我们银河系中恒星形成区空间密度的成熟技术，我们展示了H2 CO的1（10）-1（11）和2（11）-2（12）K-双重跃迁的相对强度如何为星爆星系中发现的活跃恒星形成环境提供精确的密度计（参见图11）。Mangum等人，2008年）。同样，我们采用了成熟的技术，使用的相对强度的（1，1），（2，2）和（4，4）的NH3的跃迁，以获得在星爆星系的动力学温度。我们在我们的星暴星系样本的动力学温度约束的空间密度的测量代表了第一次平均密度测量对星暴星系。我们注意到的动力学温度测量之间的差距，假设直接耦合到灰尘和那些来自我们的NH3测量点的绝对需要直接气体动力学温度测量使用适当的分子探针。最后，我们的空间密度测量表明，在我们的星爆星系样本中，空间密度大致保持恒定（10^{4.5}到10^{5.5} cm^{-3}）。这意味着L_{IR}和M_{dense}之间的Schmidt-Kennicutt关系：（1）是一个衡量可形成恒星的致密气体质量库的指标，（2）在最明亮的星暴星系中，并不直接依赖于驱动恒星形成过程的较高平均密度。

高红移紫外选择性爆发中的尘埃衰减及其局部对应物：对宇宙恒星形成率密度的影响

Dust Attenuation in UV-selected Starbursts at High Redshift and their Local Counterparts: Implications for the Cosmic Star Formation Rate Density

我们提出了一个新的分析在低和高红移星爆星系的尘埃遮蔽。这项研究的动机是我们在附近宇宙（z<0.3）中最极端的紫外选择星暴星系的独特样本，发现它们在大多数物理性质上都是高红移Lyman Break Galerkin（LBG）的良好类似物。我们发现，尘埃性质的莱曼Break类似物（LBA）是一致的关系，以前由Meurer等。（M99），通常用于尘埃校正恒星形成率测量在一个非常宽的红移范围。我们直接比较我们的结果与高红移样本（LBG，BzK，和亚毫米星系在z=2-3）具有红外数据无论是从斯皮策或赫歇尔。z=2-3处的典型LBG和LBA中的衰减非常相似。因为LBAs比以前的本地恒星形成样本（包括M99）更好地类似于LBG，所以基于本地校准对高红移星系的SFR进行尘埃校正的实践现在被置于更加坚实的基础上。我们说明了这一结果的重要性，通过展示如何使用本地校准的紫外线测量和消光之间的关系来估计的综合，尘埃校正的恒星形成率密度在z=2-6。

星系合并中恒星暴增的驱动机制

The driving mechanism of starbursts in galaxy mergers

我们提出了一个主要的合并盘星系的流体动力学模拟，并研究ISM动力学和恒星形成的性质。12pc和4x10^4 M_sol的高空间和质量分辨率允许解析嵌入在较温暖的扩散相中的冷和湍流气体云。我们比较低分辨率的模型，其中多相ISM没有解决，并作为一个相对均匀和稳定的介质建模。虽然合并驱动的恒星形成的爆发一般归因于大规模的气体流入的核区域，我们表明，一旦一个现实的ISM解决，占主导地位的过程实际上是气体碎裂成大规模和密集的云和快速的恒星形成。因此，恒星形成的效率提高了10倍，并且在某种程度上也更加扩展，而气体密度概率分布函数（PDF）则迅速朝着非常高的密度发展。因此，我们提出，只有在高空间分辨率下，并且当气体冷却模型的温度低于10^3 K时，才能捕捉到星系碰撞中恒星暴增触发的实际机制。我们的模型不仅再现了星系的性质，而且还解释了最近在高红移合并中发现的“星爆模式”。

后发座超星系团的恒星形成、恒星爆发和淬灭

Star formation, starbursts and quenching across the Coma supercluster

我们分析了Spitzer MIPS 24微米观测和SDSS（DR 7）光学宽带测光和光谱，研究了后发座超星系团区域星系的恒星形成（SF）性质。我们发现矮星系中的SF只在星系团和星系群中心的高密度环境中被淬灭，但在所有环境中都发现了被动演化的大质量星系，这表明大质量星系可以通过内部过程变得被动。我们发现活动星系核的活动在星系团核心受到抑制。我们提出的证据强烈依赖的机制（S）负责淬火SF在矮星系的集群潜力。我们发现一个显着增加的平均EW的Halpha之间的恒星形成的矮星系的后发座星系团和核心Abell 1367相对于整体超星系团的人口，下降的矮星系正在经历一个星爆阶段。我们确定这些星暴星系的前体星暴后的k+A星系。我们发现后发座星系团中11.4%的矮星系（z等> 15）和Abell 1367中4.8%的矮星系具有k+A类光谱，而在整个超星系团区域平均下来，这一比例仅为2.1%。我们发现在后发座星系团的中心，星系的（24-z）颜色与它们的光学（g-r）颜色和H α发射相关。通过分析在后发座24微米处探测到的星系的投影相空间分布，我们发现（光学）红色24微米探测到的星系遵循“所有”光谱成员的一般分布，但它们的（光学）蓝色对应物显示出有趣的特征，表明最近的坠落。

辐射压支持的星暴星系&活动星系核的燃料补充

Radiation Pressure Supported Starburst Galaxies & The Fueling of Active Galactic Nuclei

来自尘埃颗粒对星光的吸收和散射的辐射压力可能是星暴星系和伴随活动星系核燃料供给的自引力秒差距尺度盘的关键反馈机制。我审查的情况下，在光学薄和高度光学厚的上下文中的辐射压力。我描述了爱丁顿极限恒星形成产生~10^{13} L_sun/kpc ^2特征通量的条件，并讨论了辐射压支持的盘的通量低于或高于这个值的物理环境。特别是，我描述了年轻的恒星盘在银河系中心的~0.1 pc尺度。我认为，它在形成时的热辐射通量约为10^{15} L_sun/kpc ^2，以及观测到的恒星质量和尺度高度意味着该盘在形成过程中可能受到辐射压力的支撑。

星暴金属丰度对亮X射线双星形成途径的影响

The Effect of Starburst Metallicity on Bright X-Ray Binary Formation Pathways

我们研究了年轻（<2000万年）和明亮（Lx > 1 e36 erg/s）的大质量X射线双星（HMXB）的特征，发现其星群与金属丰度密切相关。我们将模型种群分为两种不同的形成途径：（1）经历活跃的罗氏瓣溢出（RLO）的系统，以及（2）在（超）巨（SG）阶段具有施主的风吸积系统，我们发现它在HMXB种群中占主导地位。我们发现金属性主要影响通过每个形成途径移动的系统的数量，而不是通过每个单独途径移动的系统的可观察参数。我们讨论了最重要的模型参数影响HMXB人口在低和高金属丰度。利用这些结果，我们发现：（1）超亮X射线源的星族可以一致地用非常明亮的HMXB来描述，这些HMXB经历了稳定的Roche瓣溢出和轻微的超爱丁顿吸积;（2）明亮的星暴星系NGC~1569的HMXB星族很可能由一个极端贫金属的星暴星系团所支配。

根据紫外线、红外线和无线电光度测定星暴星系的恒星形成率

Star Formation Rates for Starburst Galaxies from Ultraviolet, Infrared, and Radio Luminosities

比较了287个z < 0.5的星暴星系的中红外7.7 μ m PAH光度[SFR（PAH）]、1.4 GHz射电光度[SFR（radio）]和远紫外光度[SFR（UV）]测定的恒星形成率（SFR）。对于SFR（太阳质量/年）和vLv（7.7 μ m）（7.7 μ m PAH特征峰的光度（尔格/秒）），我们发现以前采用的log [SFR（PAH）] = log [vLv（7.7 μ m）] - 42.57+-0.2的关系式与SFR（射电）是一致的。与GALEX任务（未对尘埃消光进行校正）从相同源的紫外线观测中独立确定的SFR（UV）相比，中位log [SFR（PAH）/SFR（UV）] = 1.67，表明只有2%的紫外线连续谱通常逃脱了星爆中尘埃的消光。SFR（PAH）/SFR（UV）的比值取决于红外发光度，其形式为log [SFR（PAH）/SFR（UV）]=（0.53+-0.05）log Lir - 4.11+-0.18，其中Lir为太阳发光度。我们还发现，SFR（PAH）/SFR（UV）的比例是相似的，在红外选择的星暴的Markarian星暴星系的样本最初使用光学分类，这意味着有没有显着的选择效应，在SFR（PAH）/SFR（UV）使用星暴星系斯皮策发现。这些结果表明，用紫外光度测定的SFR需要对典型的局部星爆进行10倍的尘埃修正，但对于z ~ 2.5的最明亮的星爆，这个系数增…

NGC 253星暴驱动的分子风与恒星形成的抑制

The Starburst-Driven Molecular Wind in NGC 253 and the Suppression of Star Formation

宇宙中质量非常大的星系的丰度不足通常归因于星系风的影响。虽然电离的银河风很容易观测到，但大部分排出的物质可能处于较冷的原子和分子阶段。在NGC 253和M 82等恒星暴系统中观测到的膨胀分子壳层可能会促进风中分子气体的夹带。虽然壳层的性质受到很好的限制，但要确定从这种壳层中流出的气体量以及这种气体与电离风之间的联系，需要空间分辨率<100 pc，并对大范围的空间尺度具有灵敏度，这是迄今为止尚不具备的。在这里，我们报告的观测NGC 253，附近的星暴星系（D~3.4 Mpc）已知拥有风，跟踪冷分子风在50 pc的分辨率。在这个分辨率下，面外分子气体紧密地跟踪着Hα细丝，它似乎与位于星暴区的分子膨胀壳层相连。这些观测结果使我们能够直接测量分子流出率，即> 3 Msun/yr，很可能约为9 Msun/yr。这意味着质量流出率与恒星形成率之比至少为η~1-3，从而确立了星暴驱动风在限制恒星形成活动和最终恒星含量方面的重要性。

A Lack of Evidence for Global Ram-pressure Induced Star Formation in the Merging Cluster Abell 3266

We have selected Abell 3266 to search for ram-pressure induced star formation as a global property of a merging cluster. Abell 3266 (z = 0.0594) is a high mass cluster that features a high velocity dispersion, an infalling subcluster near to the line of sight, and a strong shock front. These phenomena should all contribute to making Abell 3266 an optimum cluster to see the global effects of RPS induced star formation. Using archival X-ray observations and published optical data, we cross-correlate optical spectral properties ([OII, H$β$]), indicative of starburst and post starburst, respective…

孤立星系中的星爆。I.恒星出生函数和IMF的影响

Starbursts in isolated galaxies. I. The influence of stellar birth function and IMF

恒星爆发和恒星形成历史的巨大变化是星系中的常见现象。我们研究了孤立的恒星形成矮星系的稳定性，目的是确定星暴模式。研究了恒星出生函数、初始质量函数、恒星反馈和星际介质模型对系统的影响。我们应用一个单区模型的恒星气体系统耦合的质量和能量转移。此外，我们扩展了网络的主动动态演化。这使得星系的动力学状态与其内部性质之间存在耦合。虽然动力学对恒星形成速率的影响很大，但内部性质（气体温度）对动力学的耦合作用却相当有限，因为辐射冷却使气体温度远低于维里温度。由于冷却和反馈时间尺度短，恒星形成率接近平衡恒星形成率。准周期性的星爆之所以会发生，是因为恒星的形成遵循着由衰减维里振荡引起的气体密度的变化。这种行为是相当不敏感的性质和细节的恒星诞生的描述，即是否自发或诱导恒星形成被认为是或IMF是不同的。第二种类型的爆发被发现作为一个不稳定的操作时，冷却可能会下降，在非常低的密度，随着温度的升高。恒星形成的爆发发生在动态平衡建立的过渡阶段。那么它们在动力学时标上是准周期的。由于加热和冷却的时间尺度很短，恒星形成速率遵循与实际气体密度相对应的平衡恒星形成速率。

星暴-活动星系核混合：I. NGC 7130

Starburst-AGN mixing: I. NGC 7130

我们提出了一个积分场光谱研究的亮红外星系（LIRG）NGC 7130，一个已知的星暴AGN复合星系。我们采用标准的发射线比诊断和速度色散和速度场的地图，调查如何占主导地位的电离源作为半径的函数变化。从恒星形成和活动星系核活动的特征，我们表明，NGC 7130是一个非常干净的情况下，恒星暴活动星系核混合。我们发现一个平滑的过渡，从活动星系核为主的发射中心到纯粹的恒星形成活动进一步，从中我们可以估计的扩展窄线区域的半径为1.8 +/- 0.8千秒差距。我们计算了恒星形成和活动星系核活动对[OIII]光度的贡献率分别为30 +/- 2%和70 +/- 3%，恒星形成和活动星系核活动对H-α光度的贡献率分别为65 +/- 3%和35 +/- 2%。最后，我们讨论的重要性和潜在的星爆活动星系核混合的星爆活动星系核连接的未来研究。

贫金属星暴中金属丰度、恒星质量和恒星形成率的标度关系：I。基本平面

Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: I. A fundamental plane

大多数星系遵循金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的明确标度关系。然而，低金属量的恒星爆发，在本地宇宙中罕见，但在高红移更常见，偏离这些标度关系显着。在恒星形成的“主序”上，这些星系对于给定的M* 具有高的SFR;在质量-金属丰度关系上，它们由于金属丰度低而具有过剩的M*。在本文中，我们从大约1100个星系的样本中选择了这些偏离的“低金属丰度星暴”，描述了它们的O/H、M* 和SFR，这些星系的金属丰度几乎跨越了两个数量级，SFR的因子为大约10^6，恒星质量的因子为大约10^5。我们的样本包括静止的恒星形成星系和蓝色紧凑型矮星在红移0，发光的紧凑型星系在红移0.3，和莱曼破裂星系在红移1-3.4。对我们样本中M*<10^{10} Msun的星系进行主成分分析（PCA），得到一个标度关系的基本平面（FP）; SFR和恒星质量定义了平面本身，O/H定义了它的厚度。我们的样本在飞机的边缘视图中的色散是0.17 dex，与红移无关，包括贫金属星暴。同样的FP之后是从斯隆数字巡天中选出的55100个星系，色散为0.06dex。在配套文件中，我们开发的多相化学演化模型，成功地预测所观察到的标度关系和FP;从主要标度关系的偏差是由不同的（星爆或“活跃”）恒星形成模式。这些比例关系并没有真正演化，而是由不同宇宙学时期占主导地位的不同星系群定义的。

AGN流出物在富含气体的星系中引发恒星爆发

AGN outflows trigger starbursts in gas-rich galaxies

最近的数值模拟结果表明，活动星系核反馈对宿主星系的影响可能是正的，也可能是负的。在贫气体阶段的晚期，活动星系核的反馈将气体吹走，终止了恒星的形成。然而，在富含气体的阶段，活动星系核流出物通过过度压缩冷的致密气体而触发恒星形成，从而对它们的宿主提供正反馈。在本文中，我们研究这种活动星系核触发的星暴效应。我们表明，恒星形成率在爆发增加，直到恒星形成反馈抵消本地活动星系核外流压缩。在全球范围内，这预示了盘星系L_* \propto L_{AGN} ^{5/6}中活动星系核和星暴辐射热光度之间存在着强的近似线性统计相关。这种相关性是统计上的，因为活动星系核活动可能在短时间尺度上（短至几十年）波动，而且活动星系核可能关闭，但它对宿主的影响可能持续到活动星系核驱动的外流离开宿主，这可能是活动星系核活动持续时间的10倍。这个关系式前面的系数取决于星系中冷气体的聚集程度和形态。“最大星暴”发生在方位角均匀的气体盘中，对于典型的类星体，我们导出了L_* \sim的上限值比L_{AGN}大50倍。当冷气体分布较致密时，星暴的光度会降低。我们还认为，类似的活动星系核-emerrred恒星爆发是可能的主机的所有几何形状，包括在星系合并，活动星系核被激活。最后，我们注意到，由于活动星系核活动阶段的持续时间很短，活动星系核对星爆的加速影响可能比同时观测活动星系核和星爆所建议的要普遍得多。

最大的恒星形成星系。基于反馈驱动的Turbulence的星爆调节

Maximally Star-Forming Galactic Disks I. Starburst Regulation Via Feedback-Driven Turbulence

盘状星系中心的恒星形成速率通常大大超过半径较大的星系。我们调查的想法，这些中央恒星爆发是自我调节，注入ISM的恒星形成平衡的引力约束气体的动量通量。对于大多数恒星爆发，超新星是最大的贡献者的动量通量，湍流提供了主要的压力支持的分子ISM。如果形成的每颗恒星质量的动量反馈为p_*/m_* ~ 3000 km/s，则在气体主导垂直重力的区域，预测的恒星形成速率为Sigma_SFR=2 pi G Sigma ^2 m_*/p_* ~0.1（Sigma/100 Msun/pc^2）^2 Msun/kpc^2/yr。我们将这一预测与模拟包含反馈的恒星形成的垂直分辨盘的数值模拟进行了比较，发现气体表面密度σ ~ 10^2-10^3 Msun/pc ^2的结果非常吻合。我们还比较了汇编的恒星形成率和气体含量从本地和高红移星系（合并和正常星系），找到良好的协议，提供的X_CO下降微弱的Sigma和Sigma_SFR增加。稠密湍流气体中的恒星形成率也与重力自由落体时间有关;如果每自由落体时间的效率为0.01，则反馈驱动的湍流速度色散为v_z = 0.4 × 10_ff p_*/m_* ~ 10 km/s，与Sigma或Sigma_SFR相对无关。湍流调节的星暴（由动力学动量反馈控制）是更大的自我调节计划的一部分;初级原子低西格玛外盘可能有恒星形成由紫外线加热反馈调节，而在极高西格玛的区域可能由辐射反…

总的红外光度可能显著高估了最近淬灭星系的恒星形成率

The total infrared luminosity may significantly overestimate the star formation rate of recently quenched galaxies

总红外光度对于估计星系的恒星形成率（SFR）非常有用，但将红外光度转换为SFR依赖于不适用于所有星系的假设。我们测试的有效性的红外光度作为SFR指标，通过将其应用到合成光谱能量分布产生的三维流体动力学模拟孤立盘星系和星系合并。一般来说，从红外光度推断的SFR与模拟星系的真实瞬时SFR吻合得很好。然而，对于一个强大的星暴诱导的主要合并，从红外光度推断的SFR可以高估的瞬时SFR在后星暴阶段由大于两个数量级。即使瞬时SFR在星暴后迅速下降，在星暴中形成的恒星仍然被尘埃遮蔽，从而产生显著的红外光度。因此，使用红外光度作为SFR指标可能会导致一个结论，即星暴后的星系仍然是恒星形成，而在现实中，恒星形成最近淬火。

贫金属星暴中金属丰度、恒星质量和恒星形成率的标度关系：II。理论模型

Scaling relations of metallicity, stellar mass, and star formation rate in metal-poor starbursts: II. Theoretical models

金属丰度（O/H）、恒星形成率（SFR）和恒星质量的标度关系为星系演化提供了重要的见解。它们被本宇宙中的大多数星系所遵守，并且在高红移。在另一篇配套论文中，我们收集了约1100个星系的样本，这些星系的红移从0到3，金属丰度几乎跨越了两个数量级，是SFR的$\sim10^6$倍，恒星质量约为10^5倍。我们的特点是经验的恒星形成的“主序列”（SFMS）和质量-金属丰度关系（MZR）为这个样本，还确定了一类低金属丰度的恒星爆发，罕见的本地，但更常见的在遥远的宇宙。这些星系偏离显着的主要标度关系，高SFR和低金属含量为一个给定的M*。在本文中，我们的标度关系模型，并解释这些偏差，他们与一组多相化学演化模型的基础上的想法，独立的红移，初始物理条件在星系的演化历史可以决定其位置的标度关系。我们的模型能够成功地再现O/H，M*，和SFR标度关系到z~3，也成功地预测分子云分数作为恒星质量的函数。这些结果表明，标度关系是由不同的恒星形成模式：一个“主动”的星爆模式，更常见的高红移，和一个静态的“被动”模式，是占主导地位的本地和管理的主要趋势。

棒星系NGC 7552的环核星暴环中致密分子气体和恒星的形成

Formation of Dense Molecular Gas and Stars at the Circumnuclear Starburst Ring in the Barred Galaxy NGC 7552

我们提出了毫米分子线补充光学观测，随着档案厘米HI和连续数据的重新分析，推断全球动力学和确定致密的分子气体和大质量的恒星优先形成的环核星暴环的棒旋星系NGC 7552。我们发现弥漫的分子气体在一对尘埃带，每个运行沿大规模的银河酒吧，以及在环核星暴环。我们没有在尘埃带中探测到致密的分子气体，但发现这种气体集中在尘埃带与环核星爆环接触的两个结中。当卷积到与致密气体中的图像相同的角分辨率时，环核星暴环的射电连续辐射也表现出两个结，每个结位于致密气体中相邻结的下游。这些结果在性质上与大质量恒星在接触点处由致密气体形成的观点一致，在接触点处，扩散气体沿着尘埃带被引导到环中，然后在接触点下游爆炸为超新星。然而，根据推断的旋转曲线，稠密气体和厘米连续结的各自对之间的传播时间比OB星的寿命短一个数量级。我们讨论了这种差异的可能原因，并得出结论，无论是初始质量函数是头重脚轻或大质量的恒星在环不完全形成在密集的分子气体集中的接触点。

z>6 处大质量星系与黑洞形成的后星暴路径

A Post-Starburst Pathway for the Formation of Massive Galaxies and Black Holes at z>6

本研究利用JWST观测两个z>6的后星暴星系，发现其恒星质量主要在红移9和7的星暴中形成，且类星体外流可能影响恒星形成，揭示超大质量黑洞与宿主星系早期快速协同形成。

GOODS-ALMA 2.0: Starbursts in the main sequence reveal compact star formation regulating galaxy evolution prequenching

Compact star formation appears to be generally common in dusty star-forming galaxies (SFGs). However, its role in the framework set by the scaling relations in galaxy evolution remains to be understood. In this work we follow up on the galaxy sample from the GOODS-ALMA 2.0 survey, an ALMA blind survey at 1.1mm covering a continuous area of 72.42arcmin$^2$ using two array configurations. We derived physical properties, such as star formation rates, gas fractions, depletion timescales, and dust temperatures for the galaxy sample built from the survey. There exists a subset of galaxies that exhib…

星暴星系的甲醛密度测量：与密度无关的全球恒星形成

Formaldehyde Densitometry of Starburst Galaxies: Density-Independent Global Star Formation

精确的技术，允许推导的空间密度在恒星形成区是罕见的。一种技术，它已发现应用程序的空间密度推导银河系恒星形成区利用密度敏感特性的K-双重跃迁的甲醛（H2 CO）。在本文中，我们提出了我们的调查的扩展甲醛1（10）-1（11）（λ = 6.2 cm）和2（11）-2（12）（λ = 2.1 cm）的K-双重跃迁的H2 CO在56个星爆系统的样本（Mangum et al. 2008年）。我们已经扩大了星系的数量，在这两个过渡已被检测到从5到13。我们已经改进了我们的空间密度测量，将动力学温度的基础上NH3测量的11个星系，在我们的样本中共有14个速度分量（Mangum等人。2013年）。我们的空间密度测量值位于10^（4.5）到10^（5.5）cm^（-3）的相对较窄的范围内。这意味着L_（IR）和M_（dense）之间的Schmidt-Kennicutt关系：（1）是可用于形成恒星的致密气体质量库的指示，（2）不直接依赖于驱动最明亮星暴星系中恒星形成过程的较高平均密度。我们还利用H2 CO的测量结果导出了两种不同的稠密气体质量测量值，它们通常比用HCN得到的结果小，在许多情况下小10^2-10^3倍。这种差异表明，在我们的星爆星系样本中，H2 CO追踪到了一个更密集、更紧凑的巨型分子云成分。我们还报道了OH的转动激发λ = 6.3cm ~ 2 P_（1/2）J=1/2态和H_（111…