Разреженный газ Молекулярные облака Холодные ядра облаков

Для галактик со «спокойной» историей звездообразования возможна упрощенная модель:
Если эффективность звездообразования (SFE) в галактике (или ее части) остается примерно постоянной, и нет обмена газом с окружением, то
Возраст диска Т– Относительная масса газа Мg/Md – SFE связаны одним уравнением
Ln Мg/Md =-SFE(1-r)T,
где r –доля газа, возвращаемого звездами в среду.

Зависимость SFR на единицу массы диска от SFR при фиксированном возрасте Т

ЧЕМ ОПРЕДЕЛЯЕТСЯ SFE?
На больших масштабах (1 -- 2 кпк) и малых масштабах (десятки пк) звездообразование управляется различными факторами:
Большие масштабы: крупномасштабные неустойчивости, наличие спиральных ветвей, внешнее воздействие на галактику
Малые масштабы: тепловая неустойчивость, турбулентность, расширяющиеся оболочки,
локальные условия молекуляризации газа, интенсивность нагревающего излучения

ЧЕМ БЫСТРЕЕ ВРАЩАЕТСЯ ДИСК, ТЕМ…
СИЛЬНЕЕ СЖАТИЕ ГАЗА ПРИ ВХОДЕ В СПИРАЛЬНУЮ ВЕТВЬ
МЕНЬШЕ СРЕДНИЙ ПРОМЕЖУТОК ВРЕМЕНИ МЕЖДУ ПРОХОЖДЕНИЕМ ГАЗА ЧЕРЕЗ СПИРАЛЬНЫЕ ВЕТВИ
Вращение диска ускоряет SF:

Вращение диска тормозит SF:
ЧЕМ БЫСТРЕЕ ВРАЩАЕТСЯ ДИСК, ТЕМ…
ГАЗОВЫЙ СЛОЙ УСТОЙЧИВЕЕ К ГРАВИТАЦИОННЫМ ВОЗМУЩЕНИЯМ
СИЛЬНЕЕ ПРОТИВОДЕЙСТВИЕ ПРОЦЕССУ СЖАТИЯ ГАЗОВЫХ КОНДЕНСАЦИЙ («СВЕРХОБЛАКОВ», ГИГАНТСКИХ МОЛЕКУЛЯРНЫХ ОБЛАКОВ).

ВЛИЯНИЕ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ДИСКА НА «ГЛОБАЛЬНУЮ» ЭФФЕКТИВНОСТЬ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ НЕ ОДНОЗНАЧНО, ЛИБО МАЛО В СОВРЕМЕННУЮ ЭПОХУ.

Реально надо учитывать нестационарные процессы:
тепловую неустойчивость, самогравитацию газа, звездообразование и обр.связь.

Крупномасштабные неустойчивости
Гравитационная
Паркеровская
Роль магнитного поля:
на малых масштабах - отрицательна: мешает сжатию газа,
На больших масштабах – положительна: отводит угловой момент при образовании сверхоблаков

Гравитационная неустойчивость
Определяет массы наиболее протяженных областей, охваченных звездообразованием (сверхоблаков)
M ~ λ2 ⋅ Σгаз
Где λ - длина волны наиболее быстро растущих возмущений
Σгаз – поверхностная плотность газового слоя

С ЧЕМ ТЕСНЕЕ СВЯЗАНЫ ТЕМПЫ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ?
С атомарным газом?
С молекулярным газом?
С полной массой газа?

Wyder et al., 09
(see also Boissier et al, 09)
LSBs

Чем выше средняя плотность старого звездного диска на данном R, тем выше эффективность звездообразования
Причины:
Следствием более высокой плотности диска являются:
Более сильно сжатый газовый диск
Более высокая доля молекулярного газа
Более сильная обратная связь
<<звезды-ударные волны-образование Н2-звездообразование>>

Парадокс:
НАБЛЮДАЕМЫЙ ТЕМП ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ И ЭФФФЕКТИВНОСТЬ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ ПОЧТИ НЕ РЕАГИРУЮТ на величину σ / σкрит, если это отношение >0.5.

Отдельная проблема: звездообразование в условиях очень низкой плотности газа

Звездообразование на периферии дисков
Молодые звезды все же существуют!
Слабое звездообразование идет как на далекой периферии дисков (Ferguson), так и в S0-галактиках, содержащих газ.
В Галактике отдельные HII – области – до 18- 20 кпк от центра.

Boissier 08
SINGS sample

На периферии дисков:
Нет крупномасштабной гравитационной неустойчивости
Нет звездных спиральных ветвей
Нет условий для тепловой неустойчивости (горячая фаза)
Газовый диск расширяется и становится очень разрежен

Звездообразование
при низкой плотности газа.
Линзовидные галактики
Внешние области галактических
дисков
3. Галактики низкой яркости

Механизмы, стимулирующие звездообразование
при низкой плотности газа
Затухание турбулентных движений и понижение дисперсии скоростей облаков
Вспышки SN, расширяющиеся области HII
Аккреция межгалактических облаков
Гравитационное возмущение со стороны близких галактик
КРУПНОМАСШТАБНЫЕ НЕУСТОЙЧИВОСТИ ЗДЕСЬ НЕ РАБОТАЮТ!