巨分子云中大质量星团形成的辐射流体动力学模拟

通过进行三维辐射流体动力学模拟，我们研究了表面密度范围从 $\Sigma_{\rm cl} = 80$ 到 $3200~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$ 的云中年轻大质量星团（YMCs，$M_{*}>10^4~M_{\odot}$）的形成。我们发现光致电离反馈在低表面密度云中显著抑制恒星形成。一旦初始表面密度超过约 $100~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$（对于 $M_{\rm cl}=10^{6}~M_{\odot}$ 且 $Z= Z_{\odot}$ 的云），大部分气体转化为恒星，因为在深引力势中光致电离反馈效率低下。在此情况下，星团质量大且引力束缚，成为 YMCs。转变表面密度随金属度降低而增加，对于 $Z=10^{-2}~Z_{\odot}$ 为约 $350~M_{\odot}\;{\rm pc^{-2}}$。我们表明，即使在云瓦解后，也需要超过 10% 的恒星形成效率（SFE）来保持星团的引力束缚。此外，我们开发了一个半解析模型来复现模拟中获得的 SFE。我们发现 SFE 在低表面密度下符合依赖关系 $\propto \Sigma_{\rm cl}^{1/2}$ 的幂律函数，并在转变表面密度处迅速增加。表面密度与金属度的条件与近期邻近星系中形成 YMCs 的巨分子云观测相符。