银河系大质量恒星形成分子云中的恒星形成定律

我们研究了 12 个正在进行大质量恒星形成 (HMSF) 活动的银河系分子云中的恒星形成 (SF) 定律，这些活动通过明亮的 IRAS 源和其他 HMSF 示踪物的存在来追踪。我们利用 13CO 谱线发射定义了与每个 IRAS 源关联的分子云 (MC)，并利用 GLIMPSE 和 MIPSGAL 24 微米 Spitzer 数据库统计了这些云内的年轻恒星体 (YSOs)。高光度 YSOs ($L_{bol}>10~L_{sun}$) 的质量利用主序前演化迹和源的演化阶段逐一确定，而低光度 YSO 群体的质量则采用 0.5 $M_{sun}$ 的平均质量来确定。通过统计连续 13CO 谱线发射等值线内 YSOs 的数量，获得了每个 MC 中对应于气体面密度 ($\Sigma_{gas}$) 的恒星形成率面密度 ($\Sigma_{SFR}$)。我们发现 $\Sigma_{SFR}$ 与 $\Sigma_{gas}$ 之间的关系存在一个拐点，在拐点之上该关系为幂律 ($\Sigma_{SFR} \sim \Sigma_{gas}^N$)，指数 $N$ 在 1.4 到 3.6 之间变化。对于样本云，拐点处的 $\Sigma_{gas}$ 介于 150-360 $M_{sun}/pc^2$ 之间，这与近期银河系恒星形成区研究中发现的阈值气体密度吻合良好。将我们的云作为整体来看，它们位于 Kennicutt (1998) 关系与银河系及星系外致密恒星形成区的线性关系之间。我们发现大质量 YSOs 倾向于优先分布在密度高于 1200 $M_{sun}/pc^2$ (~0.25 g/cm$^2$) 的致密区域。