吸积驱动的湍流与年轻星系盘中的全局不稳定性转变

一个关于年轻星系盘中气体吸积的简单模型表明，快速湍流运动可由吸积能量驱动，持续时间为$t_{acc} \sim 2(\epsilon^{0.5} GM^2 / \xi V^3)^{0.5}$，其中$\epsilon$是转化为盘湍流的吸积能量比例，$M$和$V$分别是星系质量和旋转速度，$\xi$是吸积率。在$t_{acc}$之后，吸积被盘不稳定性取代，成为湍流驱动的来源；此后不久，年轻恒星的剧烈反馈应变得重要。恒星形成率在1到2个$t_{acc}$后与吸积率达到平衡，具体取决于每个动力学时间的恒星形成效率。在高红移星暴盘中观测到的快速湍流不太可能由吸积驱动，因为初始的$t_{acc}$阶段在星暴出现时已经结束。然而，当观测到的巨分子云团首次形成时，早期必然存在的高湍流速度可能是由吸积能量驱动的。对$z \sim 2$团块星系中气体的高相对速度弥散以及气体质量与恒星质量相当的联合观测表明，要么恒星形成效率相当高（可能比本地星系高10倍），要么观测到的湍流是由年轻恒星提供能量的。