Breakdown of Kennicutt-Schmidt Law at GMC Scales in M33
我们用野边山射电天文台45米望远镜在~（12）CO（J=1-0）谱线上绘制了本星系群旋涡星系M33的北部区域（30'× 20'）。结合Halalpha和Spitzer 24微米数据，我们研究了一个星系外分子气体质量面密度与恒星形成率（SFR）的关系，该星系具有迄今为止最高的空间分辨率（~ 80 pc），可与巨分子云（GMC）的尺度相媲美。在显著检测到CO的位置，SFR表面密度表现出超过四个数量级的宽范围，从Sigma（SFR）<10^{-10}到~10^{-6}M_solar yr^{-1} pc^{-2}，而Sigma（H2）值大多在10到40 M_solar pc^{-2}之内。天然气的面密度与SFR的面密度在1-kpc分辨率下具有良好的相关性，但随着分辨率的提高，相关性变得松散，并在GMC尺度下破裂。Sigma（SFR）-Sigma（H2）关系在80 pc分辨率下的分散性是由于GMC中恒星形成活动的多样性造成的，这归因于GMC的不同演化阶段以及年轻星系团从其母星系团的漂移。这一结果表明，Kennicutt-Schmidt定律仅适用于比GMC更大的尺度，当我们平均GMC和恒星形成区之间的空间偏移时，以及它们的各个演化阶段。
2010-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Breakdown of Kennicutt-Schmidt Law at GMC Scales in M33
我们用野边山射电天文台45米望远镜在~（12）CO（1-0）谱线上绘制了本星系群旋涡星系M33的北部区域（30' \times 20'）。结合Halalpha和Spitzer 24微米数据，我们研究了一个星系外分子气体质量面密度与恒星形成率（SFR）的关系，该星系具有迄今为止最高的空间分辨率（~ 80 pc），可与巨分子云（GMC）的尺度相媲美。在显著检测到CO的位置，SFR表面密度呈现出超过四个数量级的宽范围，从Sigma{SFR}<10^{-10}到~10^{-6} M_solar yr^{-1}pc^{-2}，而Sigma_{H2}值大多在10-40 M_solar pc^{-2}内。天然气的面密度与SFR的面密度在~1-kpc分辨率下有较好的相关性，但随着分辨率的提高，相关性变弱，在GMC尺度下相关性消失。Sigma_{SFR} - Sigma_{H2}关系在~80 pc分辨率下的分散性是由于GMC的不同演化阶段以及年轻星团从母GMC漂移而导致的GMC之间的成星活动的变化。这一结果表明，Kennicutt-Schmidt定律仅适用于比GMC更大的尺度，当我们平均GMC和恒星形成区之间的空间偏移时，以及它们的各个演化阶段。
2010-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Kennicutt-Schmidt Law for Intervening Absorption Line Systems
我们认为，大多数强的介入金属吸收线系统，其中MgII 2796 A线的其余等效宽度>0.5A，是恒星形成盘中的星际物质，并从恒星形成盘流出。我们表明，一个版本的Kennicutt-Schmidt定律是很容易得到的，如果镁II等效宽度被解释为运动学扩大从恒星形成星系的外流风中吸收气体。以现象学的方法，并使用一组观测约束恒星形成的星系，我们能够占强MgII吸收剂在宇宙时间的密度分布。介入物质与恒星形成盘的关联自然地解释了强MgII系统的金属丰度和尘埃含量以及它们的高HI柱密度，并且不需要从致密恒星形成区域到星系晕的金属平流来解释观测结果。我们发现，具有广泛的光度范围内的星系可以引起吸收一个给定的休息等效宽度，并讨论可能的观测策略，以更好地量化真正的星系吸收协会，并进一步测试我们的模型。我们表明，吸收体密度的红移演化密切跟踪宇宙的恒星形成历史，强干预系统可以用来直接探测在广泛的红移范围内的明亮和暗淡的星系的物理。通过确定强干预系统与星系盘和量化的版本的肯尼卡特-施密特定律，适用于他们，一个新的探测器的星际介质的发现，提供补充信息，通过星系的排放研究。我们的研究结果的星系反馈和星系际介质的富集的影响进行了讨论。[删节]
2010-08-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Kennicutt-Schmidt relation of low-metallicity high-redshift galaxies
我们提出了自洽的，高分辨率的宇宙学模拟的星系形成在z~3的结果。模拟采用最近开发的恒星形成的配方的基础上，当地丰富的分子氢，这是跟踪自相一致的过程中的模拟。现象学的H2形成模型占每个星系中的恒星的解离UV辐射的影响，以及自屏蔽和屏蔽的H2的灰尘，因此，使我们能够探索低金属丰度和较高的UV通量普遍存在于高红移星系对它们的恒星形成的影响。我们比较恒星质量，金属丰度，恒星形成率的模拟星系的莱曼Break Galerkin（LBG）的现有观测，并找到一个合理的协议。我们发现，我们的模拟星系在z~3处表现出的肯尼卡特-施密特（KS）关系比z=0关系在σ_gas < 100 Msun/pc ^2时明显更陡，振幅也更低。然而，对于z~3阻尼莱曼$α$（DLA）和LBG，预测的关系与现有的观测约束是一致的。我们的检验表明，高红移星系ISM的金属丰度较低是导致与定域KS关系不同的主要原因。我们讨论了几个影响的金属性依赖的KS关系星系演化和解释的意见。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Schmidt-Kennicutt Law of Matched-Age Star Forming Regions; Pa-alpha Observations of the Early-Phase Interacting Galaxy Taffy I
为了检验最近的一个假设，即施密特-肯尼库特定律中的色散是由恒星形成分子云演化阶段的变化引起的，我们比较了早期合并星系对Taffy I中的分子气体和最近的恒星形成（UGC\ 12915/UGC\ 12914，VV\ 254），它们在2000万年前经历了一次直接碰撞，其恒星形成区预计具有相似的年龄。窄带Pa-α图像是使用小型TAO 1米望远镜上的ANIR近红外相机获得的。该图像使我们能够直接获得星系内恒星形成的准确速率。发现总的恒星形成率为22.2 M_sun/yr，远高于以前的估计。根据等效宽度估计的单个恒星形成斑点的年龄表明，大多数恒星形成区域的年龄约为700万年，除了桥上的巨大HII区域要年轻得多。恒星形成率和分子气体质量的区域具有相同的年龄之间的比较表现出令人惊讶的紧密的相关性，斜率的统一，和恒星形成效率相媲美的星爆星系。这些结果表明，Taffy I在碰撞后刚刚演变成一个星暴系统，恒星形成地点处于类似的阶段，除了桥区域之外，它们都是从出生分子云演变而来的。严格的施密特-肯尼库特定律支持恒星形成定律的分散性在很大程度上是由于恒星形成区域演化阶段的差异。
2012-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Feedback Regulated Star Formation: Implications for the Kennicutt-Schmidt Law
在星系盘中恒星形成的反馈调节模型中，导出了恒星形成速率面密度（Sigma_{SFR}）与气体面密度（Sigma_{g}）之间的金属丰度依赖关系.在这个模型中，恒星形成发生在引力束缚的原星团中，原星团质量函数遵循幂律函数，斜率为-2。依赖于金属丰度的反馈是由OB星（M > 5 Msol）的风在团块中形成的。恒星形成的猝灭发生在金属含量逐渐减少的团块中，这是由于风的光度较弱，从而导致最终恒星形成效率较高（SFE_{exp}）。通过结合SFE_{exp}与气体排出发生的时间尺度，我们得出了在这个模型中，每单位时间的金属丰度依赖的恒星形成率作为Sigma_{g}的函数。这与分子气体分数相结合，以导出Sigma_{SFR}对Sigma_{g}的全局依赖性。该模型再现很好地观察到的恒星形成的法律延伸到低气体表面密度的星爆制度。此外，我们的研究结果表明，$Σ_{SFR}$的金属丰度的依赖性在整个范围内的气体表面密度相比，其他模型，也可以解释部分的分散在观察。我们提供了一个表格形式的恒星形成的法律，可以很容易地纳入到数值模拟或半解析模型的星系形成和演化。
2011-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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 minimal empirical model for the cosmic far-infrared background anisotropies
宇宙远红外背景（CFIRB）探测宇宙时间内未解决的尘埃恒星形成星系，并补充星系演化的紫外和光学观测。在这项工作中，我们解释所观察到的CFIRB各向异性使用经验模型的基础上解决星系在紫外和光学调查。我们的模型包括恒星质量函数，恒星形成的主要序列，和尘埃衰减。我们发现，通常使用的线性Kennicutt红外光度和恒星形成率之间的关系overproduces所观察到的CFIRB振幅。观测到的CFIRB要求低质量星系的红外光度比Kennicutt关系预期的要低，这意味着低质量星系的尘埃含量更低，尘埃衰减更弱。我们的研究结果表明，CFIRB不仅提供了一个严格的一致性检查星系演化模型，但也限制了低质量星系的尘埃含量。
2017-03-01 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
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
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
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
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
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
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
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
Spatially Resolved Emission of a High Redshift DLA Galaxy with the Keck/OSIRIS IFU
我们提出了第一个Keck/OSIRIS红外IFU观测的高红移阻尼莱曼α（DLA）星系的视线中检测到的背景类星体。通过利用激光导星自适应光学系统（LGSAO）将类星体点扩展函数降低到半高宽约0.15角秒，我们能够搜索和绘制没有类星体污染的前景DLA辐射。我们给出了DLA 2222-0946的H-α和[OIII] $λλ$ 5007，4959发射在z ~ 2.35的红移处的图。从H-α发射区的合成光谱中，我们测量到恒星形成速率为9.5 $\pm$ 1.0 M $_{\odot}$年$^{-1}$，动力学质量为M $_{dyn}$ = 6.1 x 10 $^9$ M $_{\odot}$。平均恒星形成率表面密度<SFR} > = 0.55 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，中心峰值为1.7 M $_{\odot}$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$。使用标准的Kennicutt-Schmidt关系，这对应于$Σ_{gas}$ = 243 M $_{\odot}$ pc $^{-2}$的气体质量表面密度。对星系的大小进行积分，我们发现总气体质量为M $_{gas}$ = 4.2 x 10 PDMATHAMR M $_{\odot}$。我们估计DLA 2222-0946的气体分数为$f_{gas}$ ~ 40%。我们检测到[NII] $λ$ …
2013-10-31 astro-ph.CO
The Super-linear Slope of the Spatially-Resolved Star Formation Law in NGC 3521 and NGC 5194 (M51a)
我们已经进行了干涉观测与CARMA和OTF映射与45米望远镜在NRO在NGC 3521的CO（J=1-0）发射线。结合这些新的数据，再加上CARMA+ NRO 45数据的M51 a和档案的SINGS H $α$，24 $μ$ m，东西H I和GALEX的两个星系的EUV数据，我们调查的经验标度律，连接的表面密度的SFR和冷气体（施密特-肯尼库特定律）的空间分辨的基础上。我们认为，合理地推导SFR地图附近的星系需要仔细减去弥漫的恒星/尘埃背景辐射。完成这一任务的方法，并在我们的像素的像素分析应用在两个星系，显示有争议的结果是否分子的S-K定律是超线性或基本线性的是一个结果，删除或保留本地背景。在这两个星系中，分子S-K定律的幂指数在最高分辨率（230 pc）下为1.5-1.9，并随着分辨率的降低而单调下降;而散射（主要是内在的）随着分辨率的提高而增加，表明S-K定律在一定尺度下崩溃的趋势。这两个量在M51 a中系统性地大于NGC 3521，但当相对于去投影尺度（δ dp）作图时，它们在两个星系之间变得高度一致，初步表明螺旋星系中的sub-kpc分子S-K定律只取决于所考虑的尺度，而在螺旋星系之间没有变化。通过对M51 a数据的拟合，得到了对数函数γ H_2}=-1.1log [δ dp}/kpc]+1.4和线性关系σ H_2}=-0.2 [δ dp}/kpc]+0.7。需要更大的星系…
2011-04-20 astro-ph.CO
Star Formation Timescales and the Schmidt Law
我们提供了星系中恒星形成速率的简单参数化。在这种新的方法中，我们明确和解耦的时间尺度（a）与恒星形成事件本身的破坏性影响，从（b）与云组装和崩溃机制导致恒星形成的时间尺度。Bigiel等人最近在千秒差距以下尺度上测量到的邻近星系的恒星形成规律表明，它对总气体密度的依赖性是明显的非线性。我们的空间分辨施密特-Sanduleak关系的参数化自然适应这种依赖。这个关系式的参数化形式是rho_* ~ xrho_g/（τ_s + rho_g ^{-n}），其中rho_g是气体密度，τ是气体转化成恒星的效率，rho_g^{-n}反映了云坍缩的物理过程。因此，在高气体密度下，静止恒星的形成过程被预测为rho_* ~ rho_g，而在低气体密度下，rho_* ~ rho_g^{1+n}，就像现在普遍观察到的那样。在局部转换成恒星的气体以及未知的平面厚度的变化，从星系到星系，并在一个给定的星系内的径向变化的可变效率，可以很容易地解释的经验分散在所观察到的（表面密度，而不是体积密度）的关系，也可以解释的关系中指出的上升在非常高的表观投影柱密度。
2010-05-20 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
Dwarf Galaxies with Ionizing Radiation Feedback. II: Spatially-resolved Star Formation Relation
我们调查的空间分辨的恒星形成关系，使用一个全面的高分辨率（3.8 pc）模拟中形成的星系盘。我们的新实现的恒星反馈包括电离辐射以及超新星爆炸，我们处理电离辐射的解决辐射转移方程，而不是由一个亚网格模型。恒星辐射产生的光加热使气体稳定，防止金斯碎裂，降低恒星形成率。由于我们自洽地计算出电离气体的位置，我们能够对恒星形成示踪物进行空间分辨的模拟观测，如H-α发射。我们还可以观察到恒星反馈如何在电离气体和分子气体之间的相关性中表现出来。将我们的技术应用于2.3e11 Msun的星系晕中的圆盘，我们发现恒星形成率密度（由模拟H-α发射估计）和分子氢密度之间的相关性显示出很大的分散性，特别是在<~75 pc的高分辨率下，这些分辨率与巨分子云（GMC）的大小相当。这是因为GMC大小的孔径只捕捉GMC演化的特定阶段，并且因为H-α追踪恒星形成区域周围的热气体，并从分子氢峰本身取代。通过研究星团周围不断变化的环境，我们推测，传统的肯尼库特-施密特型恒星形成定律在小尺度上的崩溃进一步得益于恒星从其出生地漂移的组合，以及通过恒星反馈分散的分子云。
2018-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
The Meaning and Consequences of Star Formation Criteria in Galaxy Models with Resolved Stellar Feedback
我们考虑不同的恒星形成标准对星系尺度的影响，在高分辨率模拟明确解决GMC和恒星反馈。我们比较：（1）自重力准则（基于局部维里参数和自重力气体在自由落体时间内坍缩至高密度的假设），（2）固定密度阈值，（3）分子气体定律，（4）温度阈值，（5）琼斯不稳定性要求，（6）冷却时间短于动力学时间的准则，以及（7）收敛流准则。我们认为这两个MW类和高密度（星爆）星系。有了反馈，所有的模型产生相同的综合恒星形成率（SFR），与肯尼库特关系。在没有反馈的情况下，所有这些都产生数量级的过量SFR。这是完全依赖于反馈和独立的SF法律。然而，SF的空间和密度分布强烈依赖于SF标准。由于冷却速率通常很快，气体是湍流的，所以判据（4）-（7）是“弱的”，并且SF均匀地分布在圆盘上（高于密度n~0.01-0.1 cm^-3）。分子判据（3）局限于更高的密度，但范围仍然很广;对于Z Z_solar，它类似于n~1 cm^-3处的密度阈值（远低于MW中心或星爆的平均密度）。固定密度阈值（2）总是可以选择最高的密度，但必须根据模拟分辨率和星系属性进行调整;在类似MW的模拟中起作用的相同阈值将选择几乎所有的气体。约束准则（1）倾向于自适应地选择最大的过密度，独立于星系模型或分辨率，并自动预测成簇的SF。我们认为，这种SF模型是最物理动机，并提出了显着的数值优势，在大动态范围的模拟。
2013-07-01 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 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
