局域密度驱动的成团恒星形成

Gutermuth等人已经确定了太阳邻域分子云中分子气体局部面密度Σ_gas与年轻恒星天体Σ_*之间的正幂律趋势。它与嵌入星团的性质，特别是最近建立的半径-密度关系如何相关，迄今尚未研究。在本文中，我们模拟了分子团块恒星成分随时间和初始局部体积密度的演化，以提供一个连贯的框架，能够解释上述分子云和嵌入星团的关系。为此，我们将观测到的分子团块体积密度梯度与密度相关的自由落体时间联系起来。通过应用每个自由落体时间的恒定恒星形成效率ε_ff，得到分子团块的恒星形成历史。对于典型观测到的分子团块体积密度轮廓（即幂律斜率≈-1.7），我们的模型给出了恒星-气体面密度关系Σ_* ∝ Σ_gas^2，与Gutermuth等人的关系非常一致。以质量为M_0 ≈ 10^4 M_sun、半径R ≈ 6 pc的分子团块为例，经历2 Myr的恒星形成，我们推导出哪个每个自由落体时间的恒星形成效率最符合观测和预测的（Σ_*, Σ_gas）关系的归一化。我们发现ε_ff ≈ 0.1。我们表明，嵌入星团的观测增长，以其半径-密度关系体现，对应于对正在发展的恒星形成区域施加面密度阈值。我们的模型在残余恒星形成气体排出后星团存活能力方面的后果是，由于恒星形成区域内部局部恒星形成效率高，低至10%的全局恒星形成效率也能导致形成束缚的无气体星团。