什么控制巨型星际尘埃星系中的星形成？

为了理解什么控制巨型星际尘埃星系（如NGC 6240、Arp 220等）中的星形成过程，我们独立使用Owens Valley射电望远镜（Scoville等 1991）和IRAM干涉仪（Downes & Solomon 1998）对两组高亮度星际尘埃星系进行CO($J$=1--0)映射观测。我们发现，远红外亮度面密度 $\Sigma$(FIR) 与 H$_2$ 面质量密度 $\Sigma$(H$_2$) 成线性比例关系；$\Sigma$(FIR) $\propto \Sigma$(H$_2$)$^{1.01 \pm 0.06}$，其相关系数为0.96。通常认为 $\Sigma$(FIR) 可很好地衡量单位面积的星形成率 $\Sigma$(SFR)。已知分子气体在巨型星际尘埃星系的原子核区域占主导；即 $\Sigma$(gas) $\simeq \Sigma$(H$_2$)。因此，上述关系表明了一种星形成规律；$\Sigma$(SFR) $\propto \Sigma$(gas)。我们认为，这种星形成规律更倾向于支持引力不稳定情景，而非云-云碰撞情景。