维持旋涡星系的恒星形成率——应用于THINGS星系的超新星驱动湍流吸积盘模型

旋涡星系的气体盘可以描述为团块吸积盘，其粘滞性与气体的实际热状态无关。由出现和扩散团块组成的湍流盘模型描述（Vollmer & Beckert 2003）包含自由参数，这些参数可以通过对单个星系的分子气体、原子气体和恒星形成率的观测来约束。利用来自THINGS、HERACLES、SINGS和GALEX数据的18个近邻旋涡星系的径向轮廓，将观测到的恒星形成效率、分子分数和速度弥散与模型进行比较。模型可以再现观测到的径向递减的速度弥散。在该模型框架下，内盘速度弥散的下降是由于主导引力势的恒星质量分布。在模型中引入恒星形成效率的径向突变显著改善了拟合。这种恒星形成机制的改变是通过将恒星形成率公式中的自由落体时间替换为分子形成时间尺度来实现的。根据恒星形成公式的不同，突变半径位于星系盘中分子气体主导区域与原子气体主导区域之间的过渡区附近，或更靠近光学半径。研究发现，只有质量较小的星系（log (M (M_solar)) <~ 10）才能通过盘内的径向气体吸积来平衡恒星形成造成的气体损失。因此，这些星系可以利用其具有大角动量的气体储库。另一方面，大质量星系的恒星形成由来自假想的电离气体球状晕或卫星吸积的外部气体质量吸积率决定。