Star formation sustained by gas accretion
本文讨论了宇宙气体吸积对恒星形成的控制作用，总结了星系吸积宇宙气体的物理性质。论文还收集了气体吸积维持恒星形成的观测证据。它回顾了从中性和电离氢以及恒星推断的证据。大量恒星形成星系的特征可以用贫金属气体吸积来解释，特别是恒星质量、金属丰度和恒星形成率之间的关系（所谓的基本金属丰度关系）。提出并分析了它们。理论预测气体吸积是特别重要的高红移，因此迹象的基础上遥远的物体进行了审查，包括全球恒星形成的宇宙历史，和星系周围的气体推断吸收功能的背景源的光谱。
2014-05-13 astro-ph.GA
Star Formation and Gas Accretion in Nearby Galaxies
为了量化气体吸积和恒星形成之间的关系，我们分析了一个样本的29个附近的星系从WHISP调查，其中包含星系和没有证据最近的气体吸积。我们比较了FUV（GALEX）和IR 24 μm（Spitzer）的组合径向轮廓表征最近恒星形成的分布与CO（IRAM，BIMA或CARMA）和HI（WSRT）的径向轮廓跟踪分子和原子气体含量，以检查对称（静止），非对称（吸积）和相互作用（潮汐扰动）星系中的恒星形成效率。此外，我们还研究了这三组星系的恒星形成率与外盘HI的关系。我们确认了气体表面密度和恒星形成表面密度之间的一般关系，但没有发现三组星系之间的显着差异。
2016-08-24 astro-ph.GA
The dense-gas mass versus star formation rate relation: a misleading linearity?
当分子团的体积密度分布为等温球（即$ρ_{clump}(r) \propto r^{-2}$）时，我们模拟了分子团的恒星形成关系。致密气体被定义为体积密度高于阈值$ρ_{th}=700\,M_{\odot}.pc^{-3}$的气体，即HCN（1-0）映射气体。我们将团块分为两个区域：密集的内部区域（其中$ρ_{clump}(r) \geq ρ_{th}$）和低密度的外围区域（其中$ρ_{clump}(r) < ρ_{th}$）。我们发现，总的恒星形成率的集群规模与其密集的内部区域的质量呈线性关系，即使超过一半的集群恒星形成活动发生在低密度的郊区。因此，我们强调，线性恒星形成关系并不一定意味着恒星形成只发生在质量由恒星形成关系给出的气体中。当我们考虑到在低密度外围的致密碎片（例如核心、纤维）的质量是恒星形成的种子时，恒星形成关系的线性得到加强，而我们采用的团块密度分布$ρ_{clump}(r)$并没有解决这个问题。我们还发现，恒星形成的关系是显着紧密时，考虑致密气体比考虑所有的气体团，观察分子云的银河系平面。当团块没有低密度的外围（即它们只由致密气体组成）时，恒星形成关系变得超线性，并且逐渐变宽。
2017-05-30 astro-ph.GA
Is molecular gas necessary for star formation?
在星系尺度上，恒星形成的表面密度似乎与分子气体的表面密度有很好的相关性。这使得许多作者提出，气体的化学状态与其形成恒星的能力之间存在因果关系-换句话说，假设气体在恒星形成之前必须是分子。我们通过使用一系列不同的化学模型，在具有类似于小分子云的性质的致密气体云中模拟恒星形成来测试这一假设，其中一个模型没有遵循分子的形成，气体被假设为始终保持原子状态，我们发现气体中分子的存在对气体形成恒星的能力几乎没有影响：恒星形成在原子气体中和分子气体中一样容易发生。在低密度（< 10^4 cm^-3）下，气体通过C+精细结构发射的冷却效率几乎与通过CO旋转谱线发射的冷却效率一样，而在高密度下，主要的冷却过程涉及能量从气体到尘埃的转移，这意味着分子的存在也不重要。H2的冷却效率特别低，仅占云中总冷却量的1%。我们发现，控制恒星形成速率的最重要因素不是化学成分，而是气体屏蔽星际辐射场的能力。由于这也是气体中分子生存的先决条件，我们的结果支持了这样一种观点，即分子形成和冷气体的形成都与云的柱密度相关-因此其屏蔽自身的能力-而不是彼此直接相关。
2011-08-18 astro-ph.GA
The link between star formation and gas in nearby galaxies
对星际介质的观测是破译星系中恒星形成的物理过程的关键。然而，观测的不确定性和检测限可能会使解释产生偏差，除非仔细建模。在这里，我重新分析恒星形成率和气体质量的一个代表性的样本附近的星系的帮助下，多维贝叶斯建模。典型的恒星形成星系被发现位于一个“恒星形成平面”，在很大程度上与它们的恒星质量无关。它们的恒星形成活动与分子和总气体含量密切相关，而分子气体到恒星的转换效率的变化显着小于以前报道的。这些数据驱动的发现表明，改变整个星系气体含量的物理过程，如气体吸积和流出，调节了典型的邻近星系中的恒星形成活动，而效率的变化则由，例如，星系合并或气体不稳定，可能会促进恒星暴增的活动。
2020-12-10 astro-ph.GA
Star formation rates and the kinematics of gas in the spiral arms of NGC 628
研究了大设计星系NGC 628中沿旋臂的恒星形成率与流入旋臂的气体速度之间的关系。我们发现，在规则的螺旋臂中的单个恒星形成区的平均恒星形成率的径向分布与进入螺旋臂的气体流入速度相关。这两种分布在银河系中心距离为4.5-5千秒差距处都有极大值。主盘旋臂和外旋臂恒星形成区的平均恒星形成率径向分布之间没有相关性。我们也没有发现螺旋臂中恒星形成区的平均恒星形成率的径向分布与HI柱密度之间的相关性。
2015-04-18 astro-ph.GA
The Origin of the Gas and Its Low Star Formation Efficiency in Quiescent Galaxies
本文利用附近大质量星系目录，通过比较分析发现富气宁静星系的唯一显著特征是处于低密度环境，使其能保留并吸积冷气体；同时显著的核球稳定了气体，导致外围气体无法有效向内输送，从而造成低恒星形成效率。
2025-03-14 astro-ph.GA
Formation of first star clusters under the supersonic gas flow -- I. Morphology of the massive metal-free gas cloud
本研究通过42个模拟发现，初始超声速气流延迟暗物质晕形成并增大其质量，导致气体云收缩时结构不对称，当温度比超过10时分裂成多个稠密云，最多形成四个总质量约2254 M_sun的稠密核心，且恒星形成效率随流动速度增加从10^{-2}降至10^{-4}。
2023-09-04 astro-ph.GA
Star Formation in Semi-Analytic Galaxy Formation Models with Multiphase Gas
我们实现物理动机的食谱分割成不同的阶段（原子，分子和电离）的星系内的半解析模型的星系形成的基础上宇宙学合并树的冷气体。然后，我们模型的分子气体转化为恒星使用经验的食谱最近的观察动机。我们探索这些新配方的基本星系性质的演变，如恒星质量，恒星形成率（SFR），气体和恒星相金属丰度的影响。我们提出的恒星质量函数的预测，恒星质量与SFR的关系，冷气相和恒星质量的金属丰度的关系，我们的基准模型，从红移$z\sim 6$到今天。此外，我们提出的全球SFR，大规模组装的历史和宇宙富集的历史预测。我们发现，预测的恒星性质的星系（恒星质量，SFR，金属丰度）是显着不敏感的细节用于分区气体到HI和H $_2$的食谱。我们看到H $_2$形成的配方只有在非常低的质量晕，主机星系，目前的观测设施是无法检测到的，除了非常接近。低质量星系的性质也对将H $_2$转化为恒星的配方细节相当不敏感，而大质量星系的形成时期确实显著依赖于此。（节录）
2015-03-02 astro-ph.GA
Enhanced star formation in both disks and ram pressure stripped tails of GASP jellyfish galaxies
利用MUSE（GASP）程序对星系中GAs剥离现象的观测数据，我们比较了42个经历冲压压力剥离的星系（“剥离星系”）与32个场和未扰动星系的积分恒星形成率-质量关系（SFR-Mast）。到目前为止，理论预测导致了相互矛盾的结论，即冲压压力是否可以增强气体盘和尾部的恒星形成，直到现在还缺乏统计学上显着的剥离星系的观测样本。我们发现，剥离星系占据的控制样本SFR-M_ast关系的上包络，显示在任何给定的质量的SFR的系统增强。恒星形成的增强发生在盘（0.2 dex），额外的恒星形成发生在尾部。我们的研究结果表明，强大的冲压压力剥离事件可以适度提高恒星的形成，也在磁盘之前的气体去除。
2018-10-11 astro-ph.GA
Star Formation during Galaxy Formation
年轻的星系是星云状的，富含气体，并且高度动荡。恒星的形成似乎是由星系盘中的引力不稳定性引起的。高度分散使得团块质量大，盘状体厚。恒星的形成速率应该与整个星系的气体吸积速率相当，因为恒星的形成通常很快，否则气体会很快耗尽。恒星形成的经验定律在红移约为2的地方成立，尽管分子气体消耗的时间似乎较小，合并似乎形成恒星的效率略高于大多数盘星系。
2011-01-17 astro-ph.GA
Gas accretion as fuel for residual star formation in Galaxy Zoo elliptical galaxies
在这封信中，我们构建了一个大样本的早期类型的星系测量气相金属丰度从斯隆数字巡天和星系动物园，以调查燃料的气体的起源，其剩余的恒星形成。我们使用这个样本来表明，恒星形成的椭圆星系有一个显着不同的气相金属丰度分布从螺旋星系，与~7.4%具有非常低的气相金属丰度为他们的质量。这些系统通常在气相中的金属比它们在恒星光球中的金属要少，这强烈表明，为它们最近的恒星形成提供燃料的物质是从外部来源吸积的。我们使用的化学演化模型表明，低金属丰度气体的富集时间尺度是非常短的，因此，宇宙吸积和轻微的合并可能会提供气体在>37%的恒星形成ETG，在良好的协议与其他独立技术的估计。
2019-09-03 astro-ph.GA
The extended law of star formation: the combined role of gas and stars
我们提出了一个恒星形成扩展定律的起源模型，其中恒星形成的表面密度（$Σ_{\rm SFR}$）不仅取决于气体的局部表面密度（$Σ_{g}$），而且还取决于恒星的表面密度（$Σ_{*}$）、恒星的速度色散以及气体中湍流的标度律。我们比较我们的模型与螺旋，面对星系NGC 628和表明，恒星形成率的气体和恒星的整个物理量集的依赖性可以帮助解释所观察到的一般趋势的$Σ_{g}-Σ_{\rm SFR}$和$Σ_{*}-Σ_{\rm SFR}$的关系，而且，同样重要的是，在这些关系的分散在任何值的$Σ_{g}$和$Σ_{*}$。我们的研究结果指出了现有的恒星以及气体成分在设置大规模引力不稳定性和星系盘中恒星形成的条件中所起的关键作用。
2017-04-13 astro-ph.GA
Towards a multi-scale understanding of the gas-star formation cycle in the Central Molecular Zone
中央分子带（Central Molecular Zone，CMZ，银河系中央500 pc）包含银河系中最大的高密度分子气体库，但形成恒星的速率比通常使用的恒星形成关系低10-100倍。我们讨论最近的努力，了解最近的星系核如何形成它的恒星。最新的模型的气体流入，恒星形成，和反馈占空比再现的CMZ的主要可观察到的功能，表明恒星形成是情节和CMZ目前居住在恒星形成的最小值。使用轨道建模，我们推导出的三维几何形状的CMZ，并显示如何轨道动力学和恒星形成的气体的潜力是紧密耦合的。我们讨论了这种耦合如何揭示恒星形成的物理和反馈的条件下看到的高红移星系，并促进形成的星系中的致密星团。
2016-09-26 astro-ph.GA
Star formation and gas flow history of a dwarf irregular galaxy traced by gas-phase and stellar metallicities
研究矮星系的演化可以提供对系统特征的深入了解，这些系统可以作为大质量星系的组成部分。本文从气相和恒星化学丰度的角度讨论了本星系群NGC 6822中一个矮不规则星系的恒星形成和气体流动（流入和流出）的历史。气相氧丰度，恒星金属丰度分布和气体分数的数据进行比较，在连续的恒星形成和气体流动假设的化学演化模型。如果假设星系是一个封闭的或吸积主导的系统，其中允许陡峭的恒星初始质量函数，可以同时解释观测到的气相氧丰度和气体分数;然而，模型预测的金属丰度分布似乎与观测到的分布不一致，这表明恒星形成，气体流动和/或化学富集比模型假设的更复杂。当假设NGC 6822是一个外流主导的系统时，气相氧丰度和气体分数的观测值可以得到解释，部分模型预测的金属丰度分布在-2.0<[Fe/H]<-0.5的金属丰度范围内也与观测值大致一致。应该注意的是，这个结果并不一定意味着气体的吸积被完全排除。更多的可观测数据，如化学丰度比和详细的建模，可以提供更深入的了解系统的演变。
2019-11-17 astro-ph.GA
Trajectory Dynamics of Gas Molecules and Galaxy Formation
用气体动力学理论描述了密闭容器中气体分子速度的概率分布。当分子碰撞或撞击容器壁时，它们根据牛顿运动定律交换能量和动量。在碰撞之间，单个分子的轨迹是一条直线，忽略重力。在星系的形成过程中，恒星被限制在空间的一个区域，并以类似于分子的方式交换能量和动量。本文导出并分析了理想气体的精确模型，确定了分子速度的概率分布，并与恒星在星系形成过程中的速度概率分布进行了比较。
2013-12-17 astro-ph.GA
GASP. XVI. Does cosmic web enhancement turn on star formation in galaxies?
星系细丝是一种特殊的环境，其对星系性质的影响仍然存在争议。利用MUSE（GASP）星系中的GAs剥离现象的数据，我们提供了嵌入在本地宇宙中的灯丝星系的空间分辨特性的第一个特征。我们关注的四个星系显示出奇特的电离气体分布：在有效半径的四倍以上观察到了Halpha云。气体运动学、金属丰度图和发射线通量比证实它们确实属于星系气盘，光谱分析表明它们与很弱的恒星连续谱有关。类似地，恒星形成历史和光度加权年龄图都指出了这种云的近期形成。这些云是由恒星形成提供动力的，其特征是尘埃吸收的中间值。我们假设一个场景中，所观察到的功能是由于“宇宙网络增强”：我们最有可能目睹星系通过或流动的细丝，协助气体冷却和增加的程度，在致密的地区在环银河系气体的恒星形成。有针对性的模拟是强制性的，以更好地理解这一现象。
2019-05-22 astro-ph.GA
Gas Accretion and Star Formation Rates
星系演化的宇宙学数值模拟表明，来自宇宙网的贫金属气体吸积驱动了星系盘中恒星的形成。不幸的是，这一理论预测的观测支持仍然是间接的，需要建模和分析，以确定线索作为恒星形成的实际迹象，从贫金属气体吸积。因此，对观测结果进行细致的解释是至关重要的，这篇观测评论首先从物理过程及其所涉及的关键成分的简单理论描述开始，包括吸积气体及其诱导的恒星形成的性质。分析了贫金属气体吸积与恒星形成之间的联系，特别是气体消耗时间尺度与恒星星族年龄的比较，基本金属丰度关系，盘形态与气体金属丰度的关系，恒星形成星系星爆中金属丰度下降的存在，所谓的G矮星问题，局部宇宙中恒星形成气体的最小金属丰度的存在，局部宇宙中α增强气体形成恒星的起源，静止BCD的金属丰度，以及星系气体吸积的直接测量。最后一节讨论了获得直接观测证据的内在困难，并指出了进一步巩固现有观点的替代观测途径。
2016-12-02 astro-ph.GA
A new parameterization of the star formation rate-dense gas mass relation: embracing gas density gradients
众所周知，分子云和团块内部的气体密度梯度与均匀密度的气体储层相比会提高它们的恒星形成率。在分子云和团块的稠密气体质量$M_{dg}$和恒星形成率$SFR$之间的关系中，可以观察到这种效应，气体密度梯度越陡，$SFR/M_{dg}$的$SFR/M_{dg}$比率越高。本文的内容是双重的。首先，我们基于Parmentier（2019）引入的放大因子的概念来重新定义稠密气体关系（即$M_{dg}$和$SFR$之间的关系）。$SFR/M_{dg}$比不仅取决于气体的平均自由落体时间和每自由落体时间的（固有）恒星形成效率，还取决于气体密度分布的对数斜率$-p$和团簇中心恒定密度区域的相对范围。其次，我们表明，附近的分子云遵循新定义的稠密气体关系，提供其稠密气体质量的体积密度标准的基础上定义的。我们还发现了银河系中央分子区（CMZ）的致密分子云的相同趋势，尽管与附近的云相比，这一分子云的比例缩小了$10$。讨论了邻近云和CMZ云在$(p, SFR/M_{dg})$参数空间中各自的位置。
2020-09-22 astro-ph.GA
Gas surface density, star formation rate surface density, and the maximum mass of young star clusters in a disk galaxy. I. The flocculent galaxy M33
利用已发表的气体数据和600多个年轻星团的星表，分析了絮状星系M33中最大星团质量M_max与总气体（Sigma_gas）、分子气体（Sigma_H2）表面密度和恒星形成率（Sigma_SFR）之间的关系.通过比较气体和大部分质量团簇质量的径向分布，我们发现M_max与Sigma_gas ^[4.7]成正比，M_max与Sigma_H2 ^[1.3]成正比，M_max与Sigma_SFR ^[1.0]成正比。我们排除了这些相关性的结果，从样本的大小，因此，最大集群质量的变化必须是由于物理原因。
2012-10-22 astro-ph.GA
Ultra-Violet Imaging Telescope view of ram-pressure stripping in action: Star formation in the stripped gas of the GASP jellyfish galaxy JO201 in Abell 85
水母是经历了强烈的冲压压力效应的星系团，它会剥离气体。他们的H $α$图像揭示了高达100 kpc的电离气体尾部，这可能是正在进行的恒星形成的宿主。在这里，我们报告的紫外（UV）成像观测的水母星系JO 201获得的空间分辨率$\sim$ 1.3千秒差距。在触须中发生的恒星形成的强烈爆发是目前研究的重点。JO 201是Abell 85（$z \sim$ 0.056）中“紫外线最亮的星系团”，在紫外线中有恒星形成的节点和流。我们确定在剥离的气体和星系盘中的恒星形成结和比较的UV功能与跟踪H $α$发射。总的来说，这两种排放物在主体和触角上都有显著的相关性。同样地，由修正后的FUV辐射得到的单个节点的恒星形成率也与由H $α$辐射得到的一致，其范围为$\sim$ 0.01 - 2.07 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。FUV通量的综合恒星形成率为$\sim$ 15 $M_{\odot} \, yr^{-1}$。对水母星系JO 201进行的前所未有的深紫外成像研究表明，由于最近/正在进行的气体剥离事件，有明显的平面外恒星形成活动迹象。
2018-05-31 astro-ph.GA
Scaling relations and baryonic cycling in local star-forming galaxies: II. Gas content and star-formation efficiency
对星系中冷气库的评估是理解恒星形成过程以及反馈和重子循环在星系演化中的作用的基石。在这里，我们利用了392个星系的样本（被称为MAGMA，金属量和气体的质量大会），在最近的一篇论文中，量化分子和原子气体的性质在很宽的范围内的恒星质量，Mstar，从$\sim 10^7 - 10^{11}$ Msun。首先，我们发现金属丰度（$Z$）的依赖性α_CO是浅于以前的估计，与α_CO $\propto (Z/Z_\odot)^{-1.55}$。第二，分子气体质量MH 2被发现与Mstar和恒星形成率（SFR）有很强的相关性，使得MH 2的预测在$\sim$ 0.2 dex以内。在MAGMA标度关系中原子气体质量MHI的行为表明，它可能是第三个独立变量，封装了环星系环境和气体吸积的信息。如果认为Mgas依赖于MHI，连同Mstar和SFR，我们得到预测Mgas在$\sim$ 0.05 dex内的关系。最后，分析耗尽时间和MHI/Mstar和MH 2/Mstar在三个不同的质量箱的缩放表明，气体的分区和通过气体含量的恒星形成的调节取决于质量制度。矮星系倾向于被（HI）吸积所淹没，而对于中间M星“气体平衡”仓中的星系，恒星形成随着气体的可用性而迅速进行。在大多数质量巨大的“贫气双峰”星系中，HI显然不参与恒星的形成，尽管它的质量通常超过H2。我们的研究结果证实，原子气体在重子循环中起着关键作用，…
2020-10-06 astro-ph.GA
Molecular Gas Reservoirs in Massive Quiescent Galaxies at $\mathrm{z\sim0.7}$ Linked to Late Time Star Formation
我们探讨如何检测分子气体的存在依赖于推断的恒星形成历史（SFHS）在8个大规模的，静止的星系在$\mathrm{z\sim0.7}$。一半的样品具有清晰的分子气体检测，由CO（2-1）示踪。我们发现，分子气体的含量是无关的恒星形成的速度下降之前，最近的1 Gyr，这表明气体储层不是从他们的主要恒星形成时代遗留下来的。然而，最近CO探测到的星系的SFH证明了在其最后一个回旋中恒星形成二次爆发的证据。在这些次级爆发中形成的恒星质量的比例范围从$\mathrm{f_{burst}\approx0.3-6\%}$到$\mathrm{t_{end\mbox{-}burst}\approx0-330~Myr}$之间。与未探测到CO的星系（$\mathrm{f_{M_{1Gyr}}=0.2\pm0.1\%}$）相比，探测到CO的星系在最后一个陀螺（$\mathrm{f_{M_{1Gyr}}=2.6\pm1.8\%}$）中形成了更高的质量分数。具有气体储集层的星系增强了晚期恒星的形成，突出了这一点，这是高红移静止星系中观察到的气体储集层不均匀性的一个因素。我们发现，由这些二次爆发驱动的气体和恒星形成的数量与从干燥的小合并中预期的不一致，而是可能由最近吸积的气体驱动，即，富含天然气的小型合并仅根据$\mathrm{SFR_{UV+IR}}$测量结果无法得出这一结论，这突出了详细的SFH建模在解释气藏…
2023-01-04 astro-ph.GA
Molecular gas and star formation in GASP jellyfish galaxies
INAF - Padova Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF - Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯玻尔研究所DARK中心）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔奇天文台）；Center for Astrophysics - Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）
研究通过ALMA和MUSE数据探讨四个受Ram压力剥离影响的星系中分子气体与恒星形成率的关系，发现其存在超线性关联，表明高气体密度下恒星形成效率受Ram压力影响。
2026-03-16 astro-ph.GA
Star Formation in Splash Bridges
飞溅桥是由两个富含气体的盘状星系直接碰撞产生的。这些直接碰撞可以从每个星系的恒星盘中剥离出\SI{e10} Msun数量级的气体。太妃星系（UGC 1294/5）是一个典型的溅桥系统。对太妃糖的CO观测表明，它的溅桥含有的H_2质量与银河系的H_2质量相等。然而，在桥内几乎看不到恒星的形成，这突出了对直接富气盘碰撞模型的需要。Arp 194系统显示了可能是两个盘状星系碰撞产生的另一个飞溅桥。两个恒星盘之间的区域包含活跃恒星形成的明亮团块。我们的目标是更好地了解恒星形成的溅桥的条件，采用牛仔裤标准，以确定引力不稳定性发生在富含气体的磁盘碰撞的冲击和冷却气体。飞溅桥的结果是从我们以前的工作中获得的，使用粘性粒子代码和后处理。我们发现，气体盘之间的倾斜和气体碰撞的碰撞速度强烈影响的气体，将成为引力不稳定的分数。气体盘之间的低倾角会产生星爆，而高倾角则会导致稳定速率的恒星形成。碰撞时气体盘的偏移量将决定有多少气体元素直接碰撞，但不会强烈影响恒星的形成。
2020-11-25 astro-ph.GA
Stochastic modelling of star-formation histories II: star-formation variability from molecular clouds and gas inflow
星系演化的一个关键不确定性是调节恒星形成的物理学，从与星系内分子云生命周期有关的小尺度过程到星系气体吸积等大尺度过程。我们研究的印记，这样的过程中的时间变化的恒星形成的分析方法跟踪星系的气体质量（“调节器模型”）。具体来说，我们量化的强度波动的恒星形成率（SFR）在不同的时间尺度上，即功率谱密度（PSD）的恒星形成的历史，并连接到气体流入和分子云的生命周期。我们表明，在一般情况下的PSD的SFR有三个突破，对应的相关时间的流入率，平衡的星系的气体库的时间尺度，和平均寿命的单个分子云。在长时间和中等时间尺度上（相对于星系的动力学时间尺度），PSD通常由流入速率的变化以及流出和气体耗尽之间的相互作用来确定。在短时间尺度上，PSD显示了与分子云的生命周期相关的附加分量，其可以由在高频率下具有$β\approx2$的幂律斜率的阻尼随机游走来描述，在平均云寿命附近具有中断。我们讨论了恒星形成的“突发性”在广泛的星系制度，研究星系的演化的主要序列脊线，并探讨我们的方法的适用性，了解恒星形成过程的云尺度上的星系集成测量。
2020-07-06 astro-ph.GA
Cold-gas outflows in typical low-redshift galaxies are driven by star formation, not AGN
活动星系核（AGN）的能量反馈是星系形成模型中调节星系恒星形成历史的重要组成部分，这使得研究活动星系核反馈在实践中如何发生变得重要。为了捕捉活动星系核在淬灭恒星形成过程中的行为，我们使用星际NaD吸收线在456个邻近星系的样本中寻找冷气流出，由于毫弧秒尺度的射电成像，我们可以明确地确定射电活动星系核活动的存在。虽然在103个星系（占样本的23%）中发现了表明射电活动星系核的致密射电辐射，23个天体（5%）显示出暗示冷气外流的NaD吸收线运动学，但没有一个天体同时显示出射电活动星系核和冷气外流的证据。射电活动星系核活动主要出现在早期型星系中，而冷气外流则主要出现在有中心恒星形成或复合恒星形成/活动星系核活动的旋涡星系中。在我们的样本中，光学活动星系核似乎也没有能力驱动星系风。我们的工作增加了低红移宇宙的图片，其中大质量星系中的冷气体流出通常是由恒星形成驱动的，并且无线电活动星系核活动最常发生在气体储存已经显着耗尽的系统中。
2015-10-26 astro-ph.GA
CO-CAVITY pilot survey: Molecular gas and star formation in void galaxies
我们提出了第一个空星系的分子气体质量调查。我们比较这些新的数据与数据的原子气体质量和恒星形成率（$\rm SFR$）从文献中的灯丝和墙壁的星系，以更好地了解分子气体和恒星形成是如何与大尺度环境。我们用IRAM 30 m望远镜观测了从虚空星系巡天（VGS）中选出的20个恒星质量范围从$\rm 10^{8.5}$到$\rm 10^{10.3}M_{\odot}$的虚空星系的CO（1-0）和CO（2-1）辐射。我们在至少一条CO线上检测到15个物体。我们比较了分子气体质量（$M_{\rm H_2}$），恒星形成效率（$\rm SFE =SFR/M_{\rm H_2}$），原子气体质量，分子-原子气体质量比，和特定的恒星形成率（sSFR）的空星系与两个控制样本的星系在细丝和墙壁，从xCOLD GASS和EDGE-CALIFA，为不同的恒星质量箱，并考虑到恒星形成活动。20个空洞星系样本的分子气体质量的结果使我们能够第一次与细丝和壁中的星系进行统计比较。
2021-11-17 astro-ph.GA
Does the HCN/CO ratio trace the star-forming fraction of gas? I. A comparison with analytical models of star formation
我们使用档案ALMA观测HCN和CO $J=1-0$转换，除了在93 GHz的无线电连续，以评估致密气体，恒星形成，和气体动力学之间的关系，在十个附近的（U）LIRGs和晚型星系中心。我们框架我们的结果的背景下，湍流和gravoturbulent模型的恒星形成，以评估如果HCN/CO比跟踪引力约束，恒星形成气体的分子云（$f_\mathrm{grav}$）在sub-kpc尺度在附近的星系。我们确认HCN/CO比是气体的示踪剂以上$n_\mathrm{SF}\approx10^{4.5}$ cm $^{-3}$，但亚kpc的变化HCN/CO不普遍跟踪$f_\mathrm{grav}$。我们发现了强有力的证据，使用不同的恒星形成密度阈值模型，这是能够重现在$t_\mathrm{dep}$和$ε_\mathrm{ff}$中观察到的趋势，固定阈值模型不能。复合对数正态和幂律模型在再现观察到的趋势方面优于纯对数正态模型，即使使用固定的幂律斜率。复合模型能够更好地再现气体的恒星形成特性，这提供了额外的间接证据，表明每自由落体时间的恒星形成效率与引力束缚气体的比例成正比。
2023-01-16 astro-ph.GA
The correlation of outflow kinematics with star formation rate -- Gas outflows in AGNs. VI
我们调查电离气体外流和恒星形成活动之间的连接，使用大样本的1型和2型活动星系核与远红外探测或恒星形成率（SFR）的估计。通过\OIII \发射线的速度色散和速度偏移测量的电离气体流出的强度清楚地显示出与SFR的相关性。比恒星形成率（sSFR）和\OIII \气体速度色散之间的联系表明，具有较强流出的活动星系核由具有较高SFR的星系托管。与主序星星系相比，1型和2型活动星系核的sSFR与非活动星系核的sSFR相似，表明活动星系核不存在瞬时反馈，而外流较强（较弱）的活动星系核的sSFR高于（低于）主序星星系核。这些结果是一致的延迟活动星系核反馈的情况。然而，也有可能是气体分数的减少/增加在没有活动星系核反馈的情况下导致了这种关联。
2020-08-11 astro-ph.GA
What Drives Galaxy Quenching? Resolving Molecular Gas and Star Formation in the Green Valley
利用NOEMA和ALMA获得的\textsuperscript{12} CO（1-0）观测数据，通过解析7个绿谷星系的分子气体含量，以及利用MaNGA巡天获得的空间分辨光谱，研究了它们在kpc尺度上的猝灭现象。我们对这两个数据集进行径向叠加，以增加对分子气体和恒星形成的敏感性，从而避免对强淬灭区域的偏见。我们发现，空间分辨的气体分数（$\rm {f_{gas}}$）和恒星形成效率（$\rm {SFE}$）是负责淬火绿谷星系在所有半径：这两个量被抑制相对于典型的恒星形成区域。$\rm {f_{gas}}$和$\rm {SFE}$在外盘淬火中具有大致相等的影响。然而，我们无法确定在强烈淬火的中心区域的主导机制。我们发现，$\rm {f_{gas}}$减少$\rm \sim 1~dex$在中心区域，但恒星形成率太低，无法测量，导致上限的$\rm {SFE}$。从外盘到中心区域，$\rm {f_{gas}}$的减少是由增加的$\rm Σ_{\star}$曲线驱动的，而不是减少的$\rm Σ_{H_{2}}$曲线。因此，减少的$\rm {f_{gas}}$可能是由气体供应的减少而不是分子气体喷射机制引起的，例如由活动星系核驱动的风。我们更普遍地警告说，调查$\rm {f_{gas}}$的研究在推断淬火的原因时可能是欺骗性的，特别是在星系的中心（膨胀主导）区域。
2020-07-06 astro-ph.GA
Molecular Gas and Star-Formation In Low Surface Brightness Galaxies
我们用JCMT 15米望远镜获得了9个面对低表面亮度星系（LSBG）的CO（J=2-1）光谱，并用NAOC的2.16米望远镜观测了Ha图像。由于未检测到CO，因此仅给出H2质量的上限。氢分子总质量的上限约为（1.2-82.4）× 10^7 Msun。它们的恒星形成率主要低于0.4 Msun/yr，恒星形成效率低于1.364 × 10^10 /yr。我们的结果表明，分子气体含量的缺乏是恒星形成率低的直接原因。低的成星效率可能是由于HI气体转化为H2气体的效率低。
2017-08-04 astro-ph.GA
The role of cold and hot gas flows in feeding early-type galaxy formation
我们研究了大规模模拟星系中气体成分的演化，并表明它们的早期形成是由冷的低熵气体流推动的。在z<3的较低红移下，模拟星系的质量足以支持稳定的维里冲击，导致从冷到热的气体吸积转变。早期型星系的气体吸积历史与其恒星成分的形成直接相关，在两个阶段的形成情景中，星系的中心部分通过原位恒星形成迅速聚集，而后期的聚集主要由次要的恒星合并所主导。
2014-10-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Gas on Formation and Evolution of Stellar Bars and Nuclear Rings in Disk Galaxies
我们运行自洽模拟银河系大小的，孤立的盘状星系，研究气体存在下的恒星棒以及核环的形成和演化。我们考虑两组模型的冷或暖磁盘的径向速度分散不同，并通过固定总磁盘质量改变气体分数$f_{\rm gas}$。在具有较大$f_{\rm gas}$的冷盘中，酒吧形成得更早、更强烈，而在暖盘中，气体逐渐延迟酒吧的形成。棒的形成增强了中心质量集中，这反过来又使棒暂时衰减，之后它在尺寸和强度上重新生长，最终在具有较小$f_{\rm gas}$的模型中变得更强。虽然所有的棒在开始时都旋转得很快，但它们很快就变成了缓慢的旋转体。在我们的模型中，只有不含气体的暖盘经历快速屈曲不稳定性，而其他盘则通过垂直加热逐渐屈曲。被棒势向内驱动的气体很容易形成一个恒星形成的核环。当它第一次形成时，戒指非常小，随着时间的推移，它的尺寸会越来越大。由于反馈作用，环星的形成速率是阶段性和突发性的，并且与环的质量流入速率有很好的相关性。一些由恒星形成反馈产生的膨胀壳层在棒区被剪切出来，并与尘埃带碰撞，形成附加的棒间刺。在我们的模拟中形成的棒和核环具有与银河系相似的性质。
2019-01-07 astro-ph.GA
Cool gas accretion, thermal evaporation and quenching of star formation in elliptical galaxies
星系色星等图最明显的特征是静止星系的红色序列，一直延伸到最亮的椭圆星系，以及恒星形成星系的蓝色云，它在亮度L~L* 处被截断。蓝色云的截断表明，在最大质量的系统中，恒星的形成必须被淬灭。要做到这一点，维里温度的银河系气体必须保持高温，任何吸积的冷气体必须被加热。吸积的冷气体的消失可能是由于热的星际介质的热蒸发，而热的星际介质反过来又被活动星系核的反馈阻止冷却。
2009-08-13 astro-ph.GA
Star Formation Suppresion by Tidal Removal of Cold Molecular Gas from an Intermediate-Redshift Massive Post-Starburst Galaxy
观测和模拟表明，星系中的恒星形成必须被积极地抑制，以防止形成过大质量的星系。由恒星反馈或超大质量黑洞吸积驱动的星系外流经常被用来调节未来恒星形成所需的冷分子气体的数量，但可能不是所有星系中唯一相关的淬火过程。我们提出了巨大的分子潮汐功能，延伸到64千秒差距以外的一个巨大的z=0.646后星暴星系，最近结束了其主要的恒星形成插曲的发现。潮汐尾含有（1.2 +/- 0.1）x10^10 Msun的分子气体，占系统总冷气体储量的47 +/-5%。无论是规模和规模的分子潮汐功能是前所未有的相比，所有已知的附近或高红移合并系统。我们推断，在合并过程中，冷气体从宿主星系中剥离，这很可能是触发初始爆发阶段和随后抑制恒星形成的原因。虽然这只是一个例子，但这一结果表明，星系合并可以通过直接去除大部分分子气体燃料来调节遥远星系中的冷气含量，并直接抑制恒星形成，这是一种与反馈驱动外流有质的不同的物理机制。
2022-08-29 astro-ph.GA
Formation of galactic bulges from the cold gas filaments in high-redshift dark matter halos
星系核球的形成过程至今还不十分清楚，尽管已经提出了几种机制。在以前的研究中，我们提出了一种可能性，即星系凸起是由冷气体通过周围的热晕气体流入大质量暗物质晕中形成的。结果表明，这种情况下导致膨胀的总恒星质量比增加与星系的质量，与众所周知的观察到的趋势。我们在这里指出，它也再现了最近的观测结果，即平均恒星年龄的星系质量的增加，而年龄梯度整个隆起减少。我们推断，这一形成路径主要适用于高质量星系，而低质量星系中的凸起有不同的起源，例如来自盘物质的长期形成。
2021-12-03 astro-ph.GA
Central star formation in double-peak gas rich radio galaxies
在最近的一项工作中，一个大样本的双峰（DP）发射线星系已被确定从SDSS。虽然这两个峰值可能代表两个运动学分量，但它们可能与其宿主星系往往具有的大凸起有关。恒星形成DP星系显示中央恒星形成增强，并已被讨论为与最近的一系列小合并兼容。为了探索合并诱导的恒星形成机制，我们利用IRAM 30 m望远镜对35个位于恒星形成主序上部的DP星系的分子气体含量进行了观测。包括类似的星系0.3德克斯以上MS和现有的分子气体观测文献中，我们最终获得了52个这样的星系的样本。我们成功地拟合相同的运动学参数的光学电离和分子气体发射线的10个（19%）星系。我们发现一个中央恒星形成的增强，最有可能从星系合并或星系相互作用，这是由在中心发现的气体消光过量表示。这颗恒星的形成是由150MHz、1.4和3GHz的射电连续辐射追踪的，这三个波段与CO光度在对数中具有相同的斜率。52 DP星系被发现有一个显着更大量的分子气体和更大的耗尽时间，因此较低的恒星形成效率，比预期值在他们的距离MS。这是一致的情况下，轻微合并增加质量的凸起和驱动气体的中心。我们还排除了向内定向的气体迁移和中央恒星形成增强酒吧形态的起源。因此，这52个DP星系可能是最近较小合并的结果，这些合并将分子气体汇集到它们的中心，引发恒星形成，但效率适中。
2022-05-17 astro-ph.GA
Star Formation Shut Down by Multiphase Gas Outflow in a Galaxy at a Redshift of 2.45
利用JWST光谱观测红移z=2.445的快速猝灭大质量星系，发现足以终止恒星形成的强劲中性气体外流，为黑洞通过多相气体抛射快速抑制恒星形成提供直接证据。
2024-05-10 astro-ph.GA
The evolution of cold neutral gas and the star formation history
在恒星形成速率密度的演化和中性氢（HI）（恒星形成的原材料）的丰度之间存在着一个众所周知的差异。然而，最近，我们已经表明，λ * 可能与冷原子气体的分数，通过HI的21厘米吸收跟踪。这是预期的，因为恒星的形成需要冷（T ~ 10 K）气体，因此这可以解决为什么恒星形成率密度不跟踪大块原子气体的问题。然而，这些数据仅限于z < 2的红移，在z = 0的情况下，冷气体部分和冷气体部分都表现出类似的陡峭爬升，因此不知道冷气体部分是否在更高的红移下遵循与z * 相同的下降。为了解决这个问题，我们使用了未发表的档案观测的高红移阻尼莱曼-α吸收系统中的21厘米吸收，以增加z > 2的样品。数据表明冷气体分数确实表现出降低，尽管这在z ~ 3处显著地陡于λ *。然而，这是随着吸收星系和背景连续辐射的范围而退化的，并且在通过正则演化模型去除这些之后，我们发现气体的平均自旋温度为<T>~ 3000 K，相比之下，在z < 2时拟合预期的~2000 K。这些温度与观察到的高中性氢柱密度一致，其需要T < 4000 K以使气体不被高度电离。
2019-01-31 astro-ph.GA
The Role of Cold Flows and Reservoirs in Galaxy Formation With Strong Feedback
我们研究了来自麦克马斯特无偏星系模拟（Stinson et al. 2010）的代表性星系中的气体吸积和随后的恒星形成。吸积气体是双峰的，在$10^5$ K处具有自然的温度划分，接近冷却曲线的峰值。冷模吸积在早期占主导地位，在红移z=2-4处产生总吸积的峰值，并在z $\sim$ 2以下呈指数下降。热模吸积在z=1-2附近达到峰值并逐渐下降。热模式超过冷模式吸积z $\sim$ 1.8的所有四个星系，而不是当星系达到一个特征质量。冷模吸积可以为恒星的形成提供燃料，而热模吸积则优先在晕中建立一个大型的热气库。晚期恒星的形成依赖于2-8 Gyr之前的储层气体。因此，该储层允许恒星形成速率超过当前的总体气体吸积速率。恒星反馈循环气体从星际介质回到热储层。更强的反馈导致更多的气体循环，气体在星系外流中的去除和更少的恒星形成，使模拟能够与观察到的恒星形成历史相匹配。特别是对于较低质量的星系，强反馈可以将恒星形成峰从z=2-4的吸积峰延迟到z=1-2。
2014-07-21 astro-ph.GA
Suppression of globular cluster formation in metal-poor gas clouds by Lyman-alpha radiation feedback
研究了Ly $α$辐射反馈对球状星团（GC）形成的影响.在这封信中，我们解析地推导了在Ly $α$辐射反馈下球形云中恒星形成效率（SFE）与金属丰度之间的关系。我们的模型表明，随着金属丰度的降低，SFE变小。在贫金属气体云中，Ly $α$光子被长时间捕获，并对气体施加强辐射力，导致恒星形成受到抑制。我们发现，在初始质量为$10^5~{\rm M}_\odot$，半径为5 pc的情况下，只有当金属丰度大于$\sim 10^{-2.5}~Z_{\odot}$时，才能形成束缚星团（SFE $\gtrsim$ 0.5）。我们的模型成功地再现了所观察到的GC金属丰度的下限。因此，我们认为，赖氨酸$α$辐射反馈可以理解GC的形成是必不可少的。
2018-01-31 astro-ph.GA
The Effect of Structure and Star Formation on the Gas Content of Nearby Galaxies
我们重新审视主要的HI-恒星质量比（气体分数）的标度关系，利用HI光谱叠加技术来了解附近星系的结构和恒星形成性质的气体含量的依赖关系。这项工作使用了一个体积有限的、多波长的样本，样本中有大约25，000个星系，这些星系是根据斯隆数字巡天的恒星质量（10^9 M_sol < M_* < 10^11.5 M_sol）和红移（0.02 < z < 0.05）以及阿雷西博遗产快速ALFA巡天的HI数据选择的。我们bin根据多个参数的星系跨越完整的气体贫富制度，以解开不同的组件和过程中影响气体含量的主导地位。我们第一次证明了气体分数与恒星质量和恒星表面密度的标度关系主要是由特定恒星形成速率的潜在星系双峰性和综合Kennicutt-Schmidt定律的组合驱动的。最后，我们提出初步的证据表明，HI耗尽的时间尺度取决于星系的质量和结构，在固定的特定恒星形成率。
2015-06-10 astro-ph.GA
Subcritical Star Formation in Galactic Discs: the role of Dark Matter and Magnetic Field
我们讨论了发生在一些星系盘和整个LSB星系的郊区的亚临界恒星形成，相反的图片，恒星形成只发生在气体表面密度高于临界阈值密度。这就提出了一个问题，即是否Toomre的Q标准单独的气体是有效的气体分布的恒星形成或更确切地说，一些有效的Q参数，考虑到组件，如恒星，暗物质和磁场，是更有代表性的气体不稳定性和恒星形成活动之间的相关性。作为一个潜在的候选人，我们调查的作用，暗物质在触发亚临界恒星形成，特别是在郊区的暗物质是占主导地位的。事实上，我们的轴对称分析有利于图片，暗物质有助于光盘不稳定性在亚临界制度，气体似乎稳定时，暗物质被忽略。
2017-08-01 astro-ph.GA
Molecular and atomic gas in dust lane early-type galaxies - I: Low star-formation efficiencies in minor merger remnants
在这项工作中，我们提出了IRAM-30米望远镜观测的一个样本的膨胀为主的星系与大尘埃带，最近有一个小的合并。我们发现这些星系的气体非常丰富，H2的质量在4 × 10^8到2 × 10^10 Msun之间。我们使用这些分子气体质量，结合随附论文中的原子气体质量，来计算气体与尘埃和气体与恒星的质量比。我们的样本天体的气尘比变化很大（在~50和750之间），这表明许多天体具有低气相金属丰度，因此气体是通过最近与较低质量的伴星合并而吸积的。我们计算了隐含的次要伴星质量和气体分数，发现预测的恒星质量比中位数约为40：1。小伴星的质量可能在~10^7 - 10^10 Msun之间。隐含的合并质量比是一致的低红移气体丰富的合并模拟的预期。然后，我们继续提出证据表明（无论使用哪种恒星形成率指标），我们的样本对象具有非常低的恒星形成效率（每单位气体质量的恒星形成率），甚至低于ATLAS 3D中已经显示出抑制的早期类型星系。这表明小的合并实际上可以抑制恒星形成活动。我们讨论了可能导致这种抑制的机制，包括未成年人合并引起的动力学效应。
2015-08-18 astro-ph.GA
SDSS IV MaNGA -- Star-Formation Driven Biconical Outflows in Face-On Galaxies
在SDSS MANGA巡天中，我们发现了132个具有中心恒星形成驱动的双锥气体外流（FSFB）的正面和低倾角星系。FSFB星系在其中心显示出双峰或加宽的发射线轮廓。最高和最大流出速度分别为58和212 km/s。气体的速度分散揭示了一个温和的依赖于中央恒星形成的表面密度兼容的模型的气体分散供电的金斯不稳定性气体团块或气体湍流耗散。我们估计的气体外流率，并得出结论，中心气体耗尽时间不依赖于星系质量。反过来，气体流出率与恒星形成的气体消耗率之比在大质量星系中较低，而在小质量物体中较高，而恒星形成是一个更快速的气体消耗过程。我们比较的FSFB星系的属性与控制样本的375个比较星系，发现FSFB对象有高的中心浓度的恒星形成，也年轻的中央恒星星族相对于他们的外围。我们分析了星系的环境，并确定了附近的卫星和低表面亮度结构的元素。我们看到，许多潮汐增强功能，可以分配到早期和中期阶段的星系相互作用是更频繁的FSFB星系相对于比较样本。我们的结论是，气体应通过小卫星的吸积补充。
2022-08-29 astro-ph.GA
Galactic Centre star formation: the case of the missing gas disc
我们研究银河系中心附近恒星和气体的动态演化。在银河系中心观察到的任何合理的形成年轻恒星的方法都会留下半径约0.01pc的残余气体盘。我们发现，粘性吸积和与恒星的引力相互作用的综合效应不能有效地去除残余气体，并且恒星盘内部的大量气体盘在恒星形成后持续了> 1000万年。由于目前在银河系中心没有看到这样的圆盘，我们认为它是被超大质量黑洞吸积的。这种情况提供了一个有吸引力的连接之间的核恒星形成和黑洞喂养，我们认为，“失踪”的气体可能已被用来供电Sgr A*。
2011-09-19 astro-ph.GA
The relation between HI Gas and Star Formation Properties in Nearby Galaxies
本文给出了中性氢HI气体与星系物理性质的关联，以探讨原子气体在控制星系演化中的作用。我们建立了一个HI探测的样本，包括70个星系的ALOTHFA探测到的15度$^2$区域，并推导出它们的恒星形成分布的基础上的$\rm Hα$窄带图像在这里观察。一般来说，HI探测到的星系具有较低的恒星质量表面密度和活跃的恒星形成。此外，大多数星系都与恒星形成的主序很好地吻合，与以前的发现一致。我们证实了至少在全球尺度上星系中恒星形成（SF）对HI气体的依赖性，即，恒星形成率（SFR）通常随HI质量的增加而增加，比恒星形成率（SSFR $\equiv$ SFR/M $_*$）随HI分数（$f_{HI}$）的增加而增加，即使对于给定的恒星质量，基于\hi的恒星形成效率（SFE）也随恒星质量和SFR表面密度的增加而略有增加。根据恒星质量分布和恒星形成过程，计算了样品的形貌指数，并分析了$f_{HI}$和SFE对它们的依赖关系。SFE与形态指标之间的弱相关性暗示了HI与小尺度恒星形成之间的弱物理联系。我们发现，$f_{HI}$温和地增加与不对称性和星系的浓度，这表明HI气体供应和它的效果可能与外部过程中的扩展盘的星系。
2018-07-26 astro-ph.GA
Star formation and molecular hydrogen in dwarf galaxies: a non-equilibrium view
利用高分辨率（$m_{\rm gas}$ = 4 M $_\odot$，$N_{\rm ngb}$ = 100）SPH模拟研究了孤立低金属丰度矮星系中恒星形成与原子氢（HI）和分子氢（H $_2$）的关系.该模型包括自引力，非平衡冷却，星际辐射场的屏蔽，H $_2$形成的化学，H $_2$ -独立的恒星形成，超新星反馈和金属富集。我们发现H $_2$质量分数对所采用的尘气比和星际辐射场的强度是敏感的，而恒星形成率不是。恒星的形成受恒星反馈的调节，使密度为$n <$ 1 cm $^{-3}$的气体处于热平衡状态。由于长的化学时间尺度，H $_2$质量在整个模拟过程中保持化学平衡。恒星的形成与冷气体（T $\leqslant$ 100 K）有很好的相关性，但是这种致密的冷气体-恒星形成的储层-主要是HI，而不是H $_2$。此外，H $_2$的一个重要部分存在于一个弥漫的，温暖的阶段，这是不是恒星形成。ISM在质量和体积上都由暖气体（100 K $<$ T $\leqslant 3\times 10^4$ K）主导。气体盘的刻度高度随半径增加而增加，而冷气体总是被限制在中平面的薄层中。冷气体部分在小半径处由反馈调节，在大半径处由假设的辐射场调节。减少冷气体分数的结果在耗尽时间的快速增加（高达100 Gyrs）的总气体表面密度$Σ_{\rm HI+H_2} \lesssim$ 10 M …
2016-03-07 astro-ph.GA
The Star Formation Histories of Disk Galaxies: the Live, the Dead, and the Undead
我们重新审视当地星系人口的系统特性，使用已发表的恒星形成，结构和气体含量的调查。在重新校准恒星形成测量之后，我们能够可靠地测量远低于恒星形成与质量的“主序列”的特定恒星形成率。我们发现了一个出乎意料的大人口的星系与恒星形成率之间的中间大力恒星形成的主序星星系和被动星系，气体含量不成比例地高，他们的恒星形成率。一些证据表明，这些静止的星系形成了一个独特的人口，而不是一个低恒星形成的主序星尾。我们表明，一个紧密的主序列，随着时代的发展，是一个自然的结果，大多数恒星形成的历史，并没有什么天体物理意义，但静态人口需要额外的天体物理学来解释其属性。使用一个简单的模型盘演化的基础上观察到的依赖性恒星形成的气体含量在当地的星系，并假设简单的历史冷气体流入，我们表明，星系远离主序星的演化可以归因于气体的枯竭，由于恒星形成后，切断气体流入。静止的人口是由星系中的磁盘气体的密度已经下降到低于磁盘稳定的阈值。星系从静止状态到气体耗尽的演化需要另一个过程，可能是风驱动的质量损失。静态和被动的SSFR分布意味着这个过程的时间尺度必须大于几个陀螺，但小于几十个陀螺。星系人口的环境依赖性与最近的理论是一致的，该理论表明，在较早的时候，在密度较高的环境中，流入星系的冷气体被截断。
2016-11-21 astro-ph.GA
Gas expulsion vs gas retention: what process dominates in young massive clusters?
年轻星团驱逐或保留第一次恒星形成后留下的气体的能力是所有旨在解释多个恒星星族和球状星团中特殊轻元素丰度模式的模型的核心问题。最近的尝试，以检测从恒星形成遗留下来的气体在今天的星团与那些类似的球状星团的质量并没有发现大量的气体在其中的大多数，这强烈限制了多个恒星星族形成的场景。这里所需的条件，以保留气体遗留下来的恒星形成内的诞生恒星形成云的修订。它表明，通常被接受的概念，关于热化的星团动能，由于附近的恒星风和SNe喷出物的碰撞，必须小心的情况下，非常紧凑和密集的恒星形成云，其中三个恒星形成制度是可能的，如果考虑不同的恒星形成效率和质量浓度。这三种可能的制度，以及分离的半质量半径和出生气体中心密度与星前云质量参数空间。在这些图中，两个无气体星系团和一个质量和年龄相似的富气体星系团出现在不同的区域。太阳和原始气体金属丰度的集群获得的临界线进行了比较。
2016-10-31 astro-ph.GA
Kiloparsec-scale Variations in the Star Formation Efficiency of Dense Gas: the Antennae Galaxies (NGC 4038/39)
通过比较ALMA观测到的致密气体示踪物（HCN、HCO $^+$和HNC $\mathrm{J}=1-0$）与利用\textit{Herschel}空间天文台和\textit{Spitzer}空间望远镜数据计算的总红外光度（$\mathrm{L_{TIR}}$），研究了银河系中致密气体与恒星形成之间的关系。我们比较了我们的SFR和气体示踪剂使用孔径测光和采用两种方法来定义光圈的光度。我们逐渐减少ALMA数据集，以匹配我们的$\mathrm{L_{TIR}}$地图的分辨率，并提出了新的检测致密气体排放的复杂的重叠和西臂地区。使用OVRO CO $\mathrm{J}=1-0$数据，我们比较总分子气体含量，$\mathrm{M(H_2)_{tot}}$，并计算这些不同地区的恒星形成效率和致密气体质量分数。我们推导出HCN，HCO $^+$和HNC上限的光圈发射没有显着检测，因为我们预计从致密气体的排放应该存在于大多数恒星形成的地区。该模型扩展了先前研究中发现的线性$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$关系。$\mathrm{L_{TIR}-L_{HCN}}$比率在星云不同区域的变化高达$\sim$ 10倍，这意味着致密气体的恒星形成效率的变化，其中NGC 4038和NGC 4039的核显示出最低的SFE $_\mathrm{dense}$（0.44和0.70 $\time…
2019-02-07 astro-ph.GA
Resolved star formation and molecular gas properties of green valley galaxies: a first look with ALMA and MaNGA
通过分析三个星系的ALMA $^{12}$ CO（1-0）观测数据，利用MaNGA巡天的分辨光谱，研究了冷气体在绿谷星形成猝灭中的作用。我们提出了恒星形成率和分子气体质量的分辨率匹配的地图。这些数据被用来计算这些星系的恒星形成效率（SFE）和气体分数（$f_{\rm~gas}$）分别在中央“隆起”区域和外盘。我们发现，对于两个星系的全球特定的恒星形成率（sSFR）偏离最大的恒星形成的主要序列，在凸起的气体分数是显着低于在其磁盘，支持一个“由内而外”的星系淬火模型。对于两个星系的SFE可以可靠地确定在中心区域，凸起和磁盘共享类似的SFE。这表明$f_{\rm~gas}$的下降是与绿谷星系中的圆盘相比，凸起中sSFR降低的主要驱动因素。在椎间盘内，在kpc尺度上，sSFR和SFE之间以及sSFR和$f_{\rm~gas}$之间存在共同的相关性--椎间盘中的局部SFE或$f_{\rm~gas}$随着局部sSFR而下降。我们的研究结果支持了这样一种观点，即凸出部分的sSFR主要由$f_{\rm~gas}$控制，而SFE和$f_{\rm~gas}$在降低椎间盘sSFR中起作用。需要更大的样本来确认这项工作中建立的趋势是否代表绿谷的整体。
2017-10-24 astro-ph.GA
Black Hole Accretion Correlates with Star Formation Rate and Star Formation Efficiency in Nearby Luminous Type 1 Active Galaxies
我们研究了453个$z\approx0.3$ 1型活动星系核（AGN）中黑洞吸积与恒星形成的关系。我们使用现有的CO观测表明，星云尘埃消光和金属丰度的组合提供了可靠的估计的分子气体质量，即使是1型活动星系的宿主星系。与其他类似的，但显着较小的样本相一致，我们重申的概念，强大的活动星系核具有可比的气体含量附近的恒星形成星系和活动星系核的反馈不会耗尽主机的冷气瞬间。我们证明，虽然恒星形成率和黑洞吸积率之间的强相关性是由这些参数对分子气体质量的相互依赖的部分驱动，恒星形成率和黑洞吸积率仍然弱相关后，删除恒星形成率对分子气体质量的依赖。这与恒星形成效率和黑洞吸积率之间的正相关性一起，可以被解释为活动星系核正反馈的证据。
2020-11-10 astro-ph.GA
