关于比恒星形成率的宇宙演化

星系的比恒星形成率 (sSFR) 与总恒星质量 ($M_\star$) 之间明显的关联性是一个基本关系，表明了它们如何形成其恒星种群。为了尝试理解这一关系，我们假设该关系及其演化受星系中恒星和气体质量面密度随红移增加的调节，而这本身又由吸积气体的角动量、可用气体量以及恒星形成的自调节所控制。利用我们的模型，通过假设与 $z=1-2$ 星系观测值相似的气体分数和气体质量面密度，我们可以重现 $z\sim1-2$ 处的 sSFR-$M_\star$ 关系。我们进一步论证，正是随宇宙时间增加的角动量导致了吸积气体面密度的降低。星系中的气体质量面密度由离心支撑（即角动量）控制，且预测 sSFR 随 $sSFR(z)=(1+z)^3/t_{H0}$ 增加，这与观测一致（其中 $t_{H0}$ 为哈勃时间，且无需自由参数）。在 $z\gtrsim2$ 时，我们认为恒星形成是由强烈恒星形成本身产生的高压所自调节的。恒星形成强度必须足够高，要么平衡流体静压力（这是一个相当极端的假设），要么在分子介质中产生高湍流压力，使星系维持在不稳定线附近（即 Toomre $Q\sim1$）。最重要的因素是恒星和气体质量面密度随红移的增加，这使得遥远星系能够维持高水平的 sSFR。如果没有来自大质量恒星的强反馈，此类星系可能会达到非常高的 sSFR 水平，拥有高恒星形成效率，并且由于强反馈驱动外流，最终导致恒星重子过剩（摘要节选）。