恒星形成的动压阈值

在湍流碎裂中，恒星形成发生在由汇聚流产生的凝块中。这些凝块必须足够大质量、致密且低温，从而引力不稳定，以便开始收缩；并且它们必须随后足够快地辐射掉热能，以使自引力保持主导，从而继续收缩。对于本地恒星形成云中的金属丰度和温度，这第二个要求只有在气体与尘埃热耦合时才被稳健地满足，因为这提供了跨连续谱全带宽而不仅仅是在少数离散谱线中辐射的能力。这转化为一个剧烈恒星形成的阈值，可写为最小动压 Pcrit ~ 4 10^-11 dyne。Pcrit 与温度无关，并对应于分子氢数密度 nH2 和速度 v 满足 nH2 v^2 > 800 cm^-3 (km/s)^2 的流。这进而对应于剧烈恒星形成的最小分子氢柱密度 NH2crit ~ 4 10^21 cm^-2 (SIGMAcrit ~ 100 MSun pc^-2)，以及最小视觉消光 AVcrit ~ 9。当刚好超过此阈值时（本地恒星形成区域的一个最佳点），恒星形成细丝的特征直径和线密度为 2Rfil ~ 0.1 pc 和 mufil ~ 13 MSun pc^-2。从此类细丝中凝结出的前恒星核的特征直径和质量分别为 2Rcore ~ 0.1 pc 和 Mcore ~ MSun。我们还表明，激波压缩层的碎裂可能在形成该层的汇聚流仍在进行时就开始，并且我们强调，在这种情况下，该层碎裂的现象学和特征尺度与传统上对预先存在层推导出的那些有根本不同。