Из https://arxiv.org/pdf/1609.03179.pdf (стр. 5):

Звездообразование из УФ:

$\Sigma_{SFR}[M_{sun}{yr}^{-1}{kpc}^{-2}] = 0.68\times10^{-28}\times I_{FUV}[erg s^{−1} {Hz}^{−1}{kpc}^{−2}]$ ссылка на Bigiel et al. (2010)

Пересчет потока $\rm{HI}$ в плотность:

$\Sigma_{HI}[M_{sun} {pc}^{-2}] = 8840\times\frac{F_{HI}[Jy / beam \times km/s]}{bmaj\times bmin [arcsec]}$ where the bmaj and bmin are the major and minor axis size of the beam, respectively. FHI is the flux detected across all velocity channels.

Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016MNRAS.460.1106W/abstract: два возможных вида связи между молекулярным и атомарным газом $R_{mol} = \Sigma_{H_2}/\Sigma_{HI}$:

$$R_{mol} = \Sigma_{star}/81$$

или $$R_{mol} = \left(\frac{P_h}{1.7 \times 10^4 cm^{-3}K k_B } \right)^{0.8},\, P_h = \frac{\pi}{2}G\Sigma_g(\Sigma_g + \frac{\sigma_g}{\sigma_z}\Sigma_{star})$$

Также у них там есть формула связи $\Sigma_{H_2}$ и $SFR$ и $SFR$ из УФ данных.

Из Leroy 2008 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2008AJ....136.2782L/abstract:

простенькая связь дисперсии звезд в вертикальном направлении и фотометрии (основано на 4х предположениях): $$\sigma_z = \sqrt{2\pi G\Sigma_{star}h_{star}}$$, где $h_{star}$ - exponential stellar scale height

Еще разные методы образования звезд (см. соседний ноутбук).

Еще Hunter et al. (1998a) and Blitz & Rosolowsky (2004) observed strong correlations between star and GMC formation and the distribution of stars, consistent with stellar gravity playing a key role in star formation. Yang et al. (2007) recently showed that Qstars+gas does an excellent job of predicting the location of star formation in the Large Magellanic Cloud and Boissier et al. (2003) showed that including stars improves the correspondence between Q and star formation in disk galaxies. Li et al. (2005, 2006) found the same results from numerical simulations of disk galaxies, i.e., that stability against large scale collapse depends critically on the stellar potential well, with star formation where Qstars+gas < 1.6.

Еще Table 3, где есть ссылки на наблюдения $\Sigma_{HI}$, $\Sigma_{H_2}$, $SFR$.

Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016arXiv160503384F/abstract: там достаточно сложная модель толстого диска, насколько я могу судить, с формулой для дисперсий и параметра Тумре $Q_{thick} = \frac{\sigma_R k}{3.36G\Sigma}\exp[1.61\displaystyle{\frac{\sigma_z\nu}{\sigma_Rk}}]$

Отсюда https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2013MNRAS.434.3389Z/abstract (2013):

приведена еще одна модель для $R_{mol}$ (т.е. всего три, учитывая верхние).

Есть данные по дисперсии газа (!) $\sigma_g$, Fig.3, полученные по приватному каналу. Для 12 галактик есть профили $\rm{HI}$ и достаточно много обсуждается двухжидкостная модель.

Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016arXiv160501104N/abstract можно извлечь список работ с данными по молекулярным и гигантским молекулярным облакам

Из https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2016AJ....152...51D/abstract есть данные по профилям плотности $\rm{HI}$, $\rm{CO}$, $\rm{[CII]}$ для примерно 10 галактик.

Отсюда https://arxiv.org/pdf/1406.0856v1.pdf как определяется $\rm{SFR}$ через инфракрасный поток

The SFR of the central galaxies was calculated from the far-infrared luminosities (Kennicutt 1998): $$\rm{SFR} = \frac{L_{FIR}}{2.2\times 10^{43}} M_{sun} year^{-1}$$ with the $L_{FIR}$ in erg s−1 obtained from the far-infrared flux FIR defined after Helou et al. (1985) as: $$L_{FIR} = 1.26\times10^{-11}(2.58f_{60\mu} + f_{100\mu})$$ where f60µ and f100µ are the fluxes at 60 and 100 micron expressed in Jansky. In this work we used the IRAS fluxes taken from NED and HyperLEDA. All main galaxies in our sample are detected both at 60µ and 100µ. See Tab. A.1 for their main physical properties.

Отсюда https://arxiv.org/pdf/1207.4916v1.pdf ссылки на GALEX, WHISP, WOW, THINGS обзоры

3.1 WHISP Sample The starting dataset here is the 266 observations done as part of the Westerbork observations of neutral Hydrogen in Irregular and SPiral galaxies (WHISP, van der Hulst et al. 2001; van der Hulst 2002, ; 339 individual galaxies) that also have reasonable quality FUV and NUV data.

3.1.1 HI Data We use the highest available resolution zero-moment maps (beam size of ∼12” x 12”/sin(δ)), from the WOW (“Westerbork On the Web” (WOW) project at ASTRON (http://www.astron.nl/wow/)) website and converted these to M /pc2 column density maps with J2000 coordinates and of the same size as the galex postage stamp (see for details Holwerda et al. 2011b).

3.1.2 galex data To complement the H i column density maps, we retrieved galex (Martin et al. 2005) postage stamps from http://skyview.gsfc.nasa.gov, near- and far-ultraviolet

THINGS The morphological classifications are based on the public datasets from the H i Nearby Galaxy Survey (THINGS, Walter et al. 2008) (http://www.mpia.de/THINGS/Overview.html) , and GALEX Nearby Galaxy Atlas (NGA, Gil de Paz et al. 2007a)4 , retrieved from MAST (http://galex.stsci.edu).

Вот тут в статье Караченцева http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/3/46/pdf есть формулы пересчета SFR из потоков $\rm{H_{\alpha}}$ или звездную величину в ультрофиолете $m_{FUV}$

Вот тут https://arxiv.org/pdf/1609.05375.pdf есть формула связи $SFR$ и $H_{\alpha}$:

$$SFR_{Hα} = L_{Hα}/(1.26 × 10^{41})$$

Kennicutt (1998a), where the L_{Hα} is the Hα luminosity in units of erg s−1.

И еще с УФ:

$$SFR_{FUV} = 2.04 ± 0.81 × 10^{−28} × L^0_{FUV}$$

McQuinn et al.(2015b)

Stellar kinematics across the Hubble sequence in the CALIFA survey: General properties and aperture corrections https://arxiv.org/pdf/1609.06446.pdf содержит в себе для ~ 300 галактик подробные карты дисперсий и скоростей (в том числе NGC 1167), правда видимо сами данные будут доступны позднее. Есть ссылка на DMS/ATLAS3D, там видимо тоже есть дисперсии. Сами профили хорошие, с огромным количеством точек.

Из https://arxiv.org/pdf/1610.03859.pdf как ограничить звездное M/L в $3.6\mu m$ при известных цветах в $3.6\mu m$ $4.5\mu m$:

$$log Υ_{3.6} = −0.339([3.6] − [4.5]) − 0.336$$

Также там есть описание multi-phase stability criteria из работы Romeo & Falstad 2013, которое не учитывает звезды, но "правильно" учитывает газ (делает поправку на различие между $\rm{HI}$ и $\rm{H_2}$):

В http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/148/4/69/pdf для двух галактик сравниваются $\Sigma_{crit}$ для трех механизмов, они там странные, но их можно легко посчитать (хотя почти уверен, что в Лерое они тоже есть), например $$\Sigma \approx 6.1\frac{\Sigma_g}{\Sigma_g + \Sigma_*}$$

Из Disc stability and neutral hydrogen as a tracer of dark matter Zheng 2013 как работать со скоростями газа (+про двухжидкостную есть):

The σ = 8 km s−1 we adopt is in the middle of the pack compared to what has been adopted in other studies; e.g. Kennicutt (1989) adopts σ = 6 km s−1, while Leroy et al. (2008) use σ = 11 km s−1. Changing to a different constant σ will only change Q by a constant multiplicative value. Following Tamburro et al. (2009) we also performed calculations where σ declined linearly with radius, using their profiles for the few overlapping cases between our study and theirs, and otherwise setting σ = 10 km s−1 at R25 and falling linearly with radius to σ = 5 km s−1 at the last measured point of the radial profiles. The resultant Q profile does not look very different from Fig. 4; in particular, the decline in σ does not remove the rise in Q often found at large R.

Two-dimensional multi-component photometric decomposition of CALIFA galaxies http://adsabs.harvard.edu/abs/2016arXiv161005324M

Декомпозиция в SDSS g,r,i полосах и там есть 5533 и 1167, но ее достаточно сложно извлечь. Буду извлекать:

Вторая модель NGC1167 без диска совсем, внешнего диска у них всех нет.

Вот в статье про SDSS MANGA обзор (начался в 2014 году) http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/798/1/7/pdf есть сравнение разных IFU обзоров:

В эту же копилку - слайд из http://astro.ft.uam.es/workshops/miraflores2015/common_files/RGB.pdf

В работах Bigiel and Blitz 2012 A UNIVERSAL NEUTRAL GAS PROFILE FOR NEARBY DISK GALAXIES (http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/756/2/183/pdf) и Yim and van der Hulst 2016 Star Formation and Gas Accretion in Nearby Galaxies (https://arxiv.org/pdf/1608.06735v1.pdf) изучается соотношение между $\rm{H_2}$ и $\rm{HI}$ и найдены различные масштабные соотношения например $$\Sigma_{total} \approx \Sigma_{HI=H2}\times e^{-1.92r/r_{25}}$$ Из этих соотношений можно вытаскивать количество молекулярного газа.

По поводу коэффициента, который вносит поправку в грав. неустойчивость за неосесимметричные возмущения:

• Есть теоретические работы Морозова 80-х годов, где из теории делаются оценки на поправки отдельно для звездного диска (Morozov 1981, я так понял там оценка 1.5-2.0) и для газового диска (Morozov 1985, там похоже оценки порядка 2.6)
• Сами работы Kennicutt, где он получает из наблюдений только для газа $Q_g$ поправочный коэффициент $\alpha=0.67$ (т.е. 1.5), он же пишет что этот коэфф. связан с неосесимметричными возмущениями
• наконец в работе Li 2005 проведено гидродинамическое моделирование звездообразования как раз для двухжидкостной модели Рафикова и получена оценка 1.6 (которую я и использую)

Таким образом, есть работы по теории, наблюдениям и моделированию.

По поводу $\rm{CO}$ - в работе Yim, van der Hulst 2016 есть ссылка на четыре хороших обзора (я в них поискал - наших данных кроме и так известных там нет):

• IRAM HERACLES
• IRAM NUGA (есть 7217)
• BIMA SONG (есть 1068)
• CARMA STING

В работе The BIMA Survey of Nearby Galaxies. I. The Radial Distribution of CO Emission in Spiral Galaxies Regan et al 2001 сравнивается протяженность CO с масштабом диска и делается вывод, что они примерно равны ($0.88 \pm 0.14$ как среднее и дисперсия около 0.5).

Еще стоит отметить экспоненциальные приближения (см. выше).

В обзоре https://arxiv.org/pdf/1612.05272.pdf HI in the Outskirts of Nearby Galaxies есть неплохой раздел с обзором в частности по дисперсии скоростей в $\rm{HI}$, и там например есть результаты, как изменяется $c$ и что вообще-то она может быть достаточно большой.

Еще две работы по поводу CO и HI дисперсий Romeo 2017 https://arxiv.org/pdf/1701.02138.pdf и Mogotsi 2016 https://arxiv.org/pdf/1511.06006v1.pdf (она тоже выше есть). Не смотря на то, что среднее вполне около 10 км/c, индивидуальный разброс очень велик. Надо все же выяснить, как соотносятся дисперсии и скорость звука.

В первой работе еще интересно, что

In particular, star-driven instabilities will lead to local gravitational collapse/fragmentation in the molecular gas.

Также в ней есть две галактики с протяженными профилями дисперсий скоростей.

Сделано на основе HERACLES и THINGS обзоров, интересно что 4725 есть в HERACLES, но похоже надо только если самому обрабатывать.

В ту же копилку - анализ устойчивости NGC 6946 https://arxiv.org/pdf/1503.01326v3.pdf. Там очень хорошая картинка есть, как зависит от разных параметров $Q$, однако это сделано для модельных кривых. Еще достаточно хорошо и подробно написано про Non-axisymmetric perturbations, раздел (vi).

В работе Caldu-Primo 2013 http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/6/150/pdf описана графиком зависимость $\sigma_{gas}$ от угла для модельных галактик, но все равно не понятно, то ли это, что нужно. Выборка там почти та же самая, что и в Mogotsi. Похоже это называется beam smearing.

В работе Schaye 2004 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2004ApJ...609..667S/abstract кратко описывается, почему используется дисперсия вместо скорости звука.

Полезный обзор Outskirts of Nearby Disk Galaxies: Star Formation and Stellar Populations, глава 7 https://arxiv.org/pdf/1612.05615.pdf

Еще пак статей:

• THE RELATIONSHIP BETWEEN GAS, STARS, AND STAR FORMATION IN IRREGULAR GALAXIES: A TEST OF SIMPLE MODELS Hunter 1998
• The star formation rate in disc galaxies: thresholds and dependence on gas amount Boissier 2003
• STAR FORMATION THRESHOLDS AND GALAXY EDGES: WHY AND WHERE Schaye 2004
• THE STAR FORMATION EFFICIENCY IN NEARBY GALAXIES: MEASURING WHERE GAS FORMS STARS EFFECTIVELY Leroy 2008
• GRAVITATIONAL INSTABILITIES IN TWO-COMPONENT GALAXY DISKS WITH GAS DISSIPATION Elmegreen 2011
• Stability of galactic discs: finite arm-inclination and finite-thickness effects Griv Gedalin 2012
• A UNIVERSAL, LOCAL STAR FORMATION LAW IN GALACTIC CLOUDS, NEARBY GALAXIES, HIGH-REDSHIFT DISKS, AND STARBURSTS Krumholz 2012 (рассматривается "универсальный" закон из локального-GMC и глобального-Тумре режима, также все связывается через время free-fall time $t_{ff}$ и плотности GMC, для массы которых есть полезная формула $M_{GMC} = \frac{\sigma_g^4}{G^2\Sigma_{gal}}$)
• [STAR FORMATION MODELS FOR THE DWARF GALAXIES NGC 2915 AND NGC 1705](http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/143/1/1/pdf) Elson 2012
• A simple and accurate approximation for the Q stability parameter in multi-component and realistically thick discs Romeo, Falstad 2013
• EFFECTIVE Q CRITERION FOR DISK STABILITY IN AN EXTERNAL POTENTIAL Jog 2014
• A double molecular disc in the triple-barred starburst galaxy NGC 6946: structure and stability Romeo 2015
• MASS TRANSPORT AND TURBULENCE IN GRAVITATIONALLY UNSTABLE DISK GALAXIES. II:THE EFFECTS OF STAR FORMATION FEEDBACK Goldbaum, Krumholtz 2016
• What powers the starburst activity of NGC 1068? Star-driven gravitational instabilities caught in the act Romeo, Fathi 2016
• Is Turbulence in the Interstellar Medium Driven by Feedback or Gravity? An Observational Test Krumholz and Burkhart 2016
• Outskirts of Nearby Disk Galaxies: Star Formation and Stellar Populations Elmegreen 2016
• A unified model for the maximum mass-scales of molecular clouds, stellar clusters, and high-redshift clumps Reina-Campos and Kruijssen 2017
• THE EDGE-CALIFA SURVEY: INTERFEROMETRIC OBSERVATIONS OF 126 GALAXIES WITH CARMA Bolatto et al 2017
• GASP I: GAS STRIPPING PHENOMENA IN GALAXIES WITH MUSE Poggianti 2017
• Estimating the baryonic masses of face-on spiral galaxies from stellar kinematics Hessman 2017
• An Estimation of the Star Formation Rate in the Perseus Complex Mercimek 2017
• WHAT SETS THE MASSIVE STAR FORMATION RATES AND EFFICIENCIES OF GIANT MOLECULAR CLOUDS? Ochsendorf 2017
• A Unified Model for Galactic Discs: Star Formation, Turbulence Driving, and Mass Transport Krumholz 2017 (cм. описание отдельно)
• [*Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm*](https://arxiv.org/pdf/1706.01895.pdf) Inoue&Yoshida (2017) (cм. описание отдельно)

Вот в этой работе https://arxiv.org/pdf/0808.0093v2.pdf в очередной раз исправляется за гелий и H2 и HI, а коэффициент 1.36.

Про коэффициенты:

• 1.44 получается просто - я увидел ссылку, что на 9 атомов водорода приходится один $\rm{He}^4$ => соотношение масс. 4/9 ~ 0.44.
• 1.36 можно получить из соотношения распространнености водорода к гелию в 73.5%:26.5%. Надо только найти актуальные данные первичного нуклеосинтеза.

Пара работ - Изотов 2010 https://ui.adsabs.harvard.edu/#abs/2010ApJ...710L..67I/abstract, Locco 2008 https://arxiv.org/abs/0809.0631, Coc 2016 http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/665/1/012001/pdf все показывают число около 25%, т.е. корректнее всего было бы использовать 1.34.

На будущее: https://arxiv.org/pdf/1702.04124.pdf свойства GMC в M100 (NGC 4321)

На будущее: есть обзор SLUGGS survey ранних спиральных галактик с протяженной кинематикой (30 штук) https://arxiv.org/pdf/1702.05099.pdf

NGC 4258 есть в обзоре LEGUS https://legus.stsci.edu/legus_survey.html, где с помощью HST изучают иерархическое звездообразование. Может быть полезно, если надо точно найти области звездообразования.

Для справки: Использованная полная масса $CO$ для 1167 не согласуется с этой работой https://arxiv.org/pdf/1510.00729.pdf (у нас в 4 раза больше). Причем в этой https://arxiv.org/pdf/1408.7106.pdf работе для 1167 тоже в 4 раза меньше. Плюс там есть заметка:

NGC 1167 has a very large HI disk (Struve et al. 2010), and a large dust mass. The molecular gas derived from the detected CO emission is however modest. Given the usual exponential radial distribution of CO emission in galaxies (e.g., Young & Scoville 1991), it is not likely that we are missing some CO emission outside of the 7.8kpc beam. The galaxy is currently active, hosting the compact steep spectrum radio source B2 0258+35, and shows signs of previous AGN outbursts in the forms of large-scale (∼10′ / 200 kpc) low surface brightness lobes (Shulevski et al. 2012).

Fisher 2017 CONNECTING CLUMP SIZES IN TURBULENT DISK GALAXIES TO INSTABILITY THEORY:

Авторы утверждают, что у них для "сгустков" в далеких галактиках почти всегда получается неустойчиво по 2F (правда в виде Wang&Silk), а вот non-axisymmetric модель 2013 года не сработала. Интересно также ссылкой на эту модель.

Также любопытны две новых ссылки на работы по извлечению кинематики для таких далеких объектов: (на самом деле не очень)

Kinematics: We determined kinematic properties, velocity dispersion (σ), and rotation velocity (V) of the 6 most distant (z ∼ 0.14) DYNAMO galaxies (D13-5, G04-1, G08-5, G14-1, G20-2 and H10-2) with Gemini GMOS observations (Bassett et al. 2014). The kinematics of the 4 nearer (z ∼ 0.07) DYNAMO galaxies (A04-3, C13-1, D15-3 and G13- 1) were determined with AAT/WiFes observations (Green et al. 2014). The spatial resolution of the WiFes observations (1.4 arcsec) is lower than that of the GMOS. However, targets A04-3, C13-1 and D15-3 are roughly a factor of 2 closer (z ∼ 0.075) than most of the galaxies observed with GMOS (z ∼ 0.14). The physical resolution for both kinematic data sets is ∼ 1 − 2 kpc.

И да, они тоже используют 1.36 для исправления газа

Dib 2016 The extended law of star formation: the combined role of gas and stars

В этой работе для одной галактики для 90 пикселей в 2D пытаются применить 2F с модификациями и предсказать SFR, но результаты явно читерские и не убедительные.

Ценно двумя вещами:

• модификацией с турбулентностью $\Sigma_g = \Sigma_{g,0}(\frac{k}{k_0})^{-a}$ и $\sigma_g = \sigma_{g,0}(\frac{k}{k_0})^{-b}$, где $k$ волновое число (а a=b=1/3 у них)
• формула, связывающее SFR с длиной волны неустойчивости $\lambda$: $SFR=\epsilon_{eff}(\frac{\pi^3}{2})^{0.5}G\lambda^2\frac{\Sigma_g^2}{\sigma_g}(1+\frac{\Sigma_*}{\Sigma_g}\frac{\sigma_g}{\sigma_*})^{0.5}$

Просто полезная цитата про shear из Davis 2014 https://arxiv.org/pdf/1403.4850.pdf

We briefly discussed above the possible importance of shear. Shear induced by galactic rotation acts to prevent gravitational collapse of gas clouds, which will increase the Jeans mass required for them to become bound, potential influencing the mean cloud density (Toomre 1964). In addition, strong shear that pulls clouds apart, or an increased presence of hot gas in galaxy centres could increase gas velocity dispersions. A similar correlation between shear and specific star formation rate has been found in the discs of some spiral galaxies (Seigar 2005), suggesting this process may be important (however, it should be mentioned that shear appears to matter little in Milky Way star-forming regions and some spiral objects Dib et al. 2012; Meidt et al. 2013).

Еще одна неплохая цитата про объяснение закона К-Шмидта из https://arxiv.org/pdf/1706.00589.pdf:

If the gas scale heights (h ∝ Σgas/ρgas, where ρgas is the gas volume density) do not change much among different sources, the K-S law ΣSFR ∝ Σ^ 1.4±0.15 gas (K98) is consistent with ρSFR ∝ ρgas/τff ∝ ρ^ 1.5 gas, where τff ∝ ρ^ −0.5 gas is the free-fall timescale. Hence, a possible interpretation is that the K-S relation is a manifestation of star formation being predominantly driven by large-scale gravitational disk instabilities with a characteristic dynamical (fragmentation) timescale given by that of free-fall collapse (e.g. Kennicutt 1989; Elmegreen 2002).

Очень большая и объемная интригующая статья A Unified Model for Galactic Discs: Star Formation, Turbulence Driving, and Mass Transport Krumholz 2017

Центральная идея, что

non-axisymmetric torques prevent the gas from becoming more than marginally gravitationally unstable.

Также про наше $\alpha$, что

depends on the thickness of the disc (thicker discs can be stable at lower Q) and the gas equation of state (more dissipative equations require higher Q for stability).

Но двухжидкостная модель там плохая, и откуда берутся звездные дисперсии я так и не понял (изотропные - это точно, но как еще; я посмотрел в коде - похоже там просто тупо какие-то значения, перебор от 1 до 4 вариантов fgQ).

Также очень хороша цитата про диспресию $\sigma_g$, можно расценивать как ограничение на величину:

Thus we find that, regardless of the value of fsf or various other parameters, our model predicts that the maximum velocity dispersion that can be sustained by star formation alone is σsf ≈ 6−10 km s−1 . Galaxies whose velocity dispersions are close to this limit have turbulence that is primarily powered by star formation, while those with larger velocity dispersions have turbulence that is primarily powered by gravity. We note that the result that star formation at a rate consistent with the observed Kennicutt-Schmidt relation always produces a velocity dispersion of ≈ 10 km s−1 , regardless of the gas surface density, is in accord with the results of many numerical simulations (e.g., Joung, Mac Low & Bryan 2009; Kim, Kim & Ostriker 2011; Kim & Ostriker 2015b). )

И еще про дисперсию интересно $APPENDIX\: B$, где разные источники дисперсий газа описаны в основном в $H_{\alpha}$ и есть механизм, как из них получить дисперсии для $HI$ (не очень ясно как, но можно разобраться, ссылаются на https://arxiv.org/pdf/1512.03439.pdf, но там мало тоже).

В тему IFU обзоров - есть еще небольшой на 30 галактик под названием VENGA THE VIRUS-P EXPLORATION OF NEARBY GALAXIES (VENGA): SURVEY DESIGN, DATA PROCESSING, AND SPECTRAL ANALYSIS METHODS, там обычно несколько перекрывающихся прямогульников. Дисперсий газа вроде нет, точно не везде. (еще работа в ту же тему - THE VIRUS-P EXPLORATION OF NEARBY GALAXIES (VENGA): THE XCO GRADIENT IN NGC 628 )

Spiral-arm instability: giant clump formation via fragmentation of a galactic spiral arm Inoue&Yoshida (2017) развивают модель, описанную в A revised condition for self-gravitational fragmentation of protoplanetary disks Takahashi (2016)

Цитата про осесимм. возмущения:

Recently, Inoue et al. (2016) have shown, by utilizing cosmological simulations, that a signifi- cant fraction of giant clumps start forming with high values of Q >∼ 2 (see also Oklopˇci´c et al. 2017), which are indicative of gravitationally stable states for axisymmetric linear perturbations (Safronov 1960; Toomre 1964) in their simulated clumpy galaxies. Hence, the formation of giant clumps in high-redshift may not be driven by Toomre instability. In addition, the high values of Q >∼ 2 in their simulated clumpy galaxies are close to those determined in nearby spiral galaxies and the solar neighbourhood in the Milky Way (e.g. Rafikov 2001; Leroy et al. 2008; Feng et al. 2014; Westfall et al. 2014; Tenjes et al. 2017), which implies a similarity between clumpy and spiral galaxies in terms of the stability against axisymmetric perturbations.

Про модель:

In this study, we approximate a galaxy to be composed of gas and stellar discs in a background potential. We adopt the fluid approximation to the stellar component, in which stars are assumed to have the same form of dispersion relation of gas.

В итоге для спиралей в двухкомпонентной модели у них получается условие устойчивости $$\frac{1}{\pi G k}[\frac{\Upsilon_g f(kW)_g}{\sigma_g^2k^2 + 4\Omega_g^2} + \frac{\Upsilon_s f(kW)_s}{\sigma_s^2k^2 + 4\Omega_s^2}] > 1\: \forall k,$$ где $W$ - полуширина спирали, $\sigma_s$ -азимутальная дисперсия звезд, $\Upsilon$ - что-то связанное с массой. Там дальше потом подробный анализ с кучей формул, получаются размеры "клампов" и сравниваются для разных случаев. Даже для наблюдений из Fisher17 смотрят.

Но нужно много данных, чтобы пытаться применять:

Calculating the instability parameter requires to know properties of a spiral arm: surface density Σ, angular rotation velocity Ω, azimuthal component of velocity dispersion (and sound velocity for gas) σ and width of the spiral arm W for each component.

Однако у них не все хорошо получается и данных недостаточно, чтобы увидеть разницу между обычным Тумре-критерием и предложенным.

Hi KINEMATICS AND MASS DISTRIBUTION OF MESSIER 33 - есть подробная карта дисперсий атомарного водорода $\rm{HI}$ для NGC~598 (M33).

Что касается работы Romeo, Fathi 2016 про NGC 1068 - интересно, сколько у них там звезд получилось в пределах 3 кпк. С графика будем брать нижние границы усов синих точек:

В работе https://arxiv.org/pdf/1706.08540.pdf взяты данные из http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/779/1/42/pdf и есть карты для M51 по молекулярному газу. Звезд там много,но газа похоже тоже немало.

Narendra (2017) Molecular scale height in NGC 7331 выводит корректное уравнение для трехкомпонентной модели (молек., атомарн, звезды) в гало и на примере 7331 показывает, как найти высоты одного (или всех трех) компонент. Проблемы в методе тоже есть.

Упоминается, что Romeo (1992), Romeo (1994) исследовал влияние высоты на устойчивость.

Romeo & Wiegert (2011) - у них учет толщины дает более устойчивый диск, чем тупо одножидкостный (три нижние красные точки).

Romeo & Falstad (2013) - показано, что переход к 3х компонентной модели делает центр более неустойчивым. Т.е. по сути это влияние другой дисперсии молек. газа (для $H_2$ в работе 11, для атомарного 6). TODO: Рисунок 6 вроде бы должен объснять WKB, но я его не понимаю, посмотреть.

TODO: прочитать про Larson law https://arxiv.org/pdf/1403.0799.pdf

Вот тут https://arxiv.org/pdf/1707.05735.pdf есть еще 12 достаточно протяженных карт звездных и газовых IFU наблюдений ранних галактик (ETG). Итого вместе с SLUGGS ATLAS3D таких данных получается довольно много, жаль что там с дисками беда.

The PyCASSO database: Spatially resolved stellar population properties for CALIFA galaxies скорее технический проект, но может быть очень полезным. Суть в том, что авторы переработали ~500 галактик из CALIFA двумя способами и выложили картинки с параметрами звезд на http://pycasso.ufsc.br/. Также есть примерны работы с ними и совместно с другими данными, например $S^4G$ картами.

The vertical structure of gaseous galaxy discs in cold dark matter halos - ничего особенного, просто надо будет вернуться когда толщиной дисков займусь (и гуглить в ADS vertical structure)

The ALHAMBRA survey?: 2-D analysis of the stellar populations in massive early-type galaxies at z < 0.3 - насколько я понял, в работе разработали метод как только по фоометрическим данным восстановать карту бинов age, metallicity and extinction звезд. Достаточно замороченно чтобы делать самому, но может быть пригодится.

GAS CONTENT AND KINEMATICS IN CLUMPY, TURBULENT STAR-FORMING DISKS - видимо там есть еще что-то интересное, но я зацепился за некие соотношения из Q, которые можно использовать и проверять с их помощью:

$$\frac{\sigma_g}{v_c} = \frac{\alpha f_{gas}}{\sqrt{2}} \approx \frac{H}{r}, f_{gas}=M_{gas}/M_{total}, H-vertical\: scale$$

This presents an important, physical explanation for the results presented in Fig. 5: in a marginally stable disk, higher gas fractions naturally lead to to thicker disks. This is consistent with Glazebrook 2013 where they show (via similar arguments) that the disk thickness is of order the Jeans length (this is also predicted in simulations; see Bournaud et al. 2009). Moreover, Bassett et al. (2014) find that stellar velocity dispersions in DYNAMO disks are high, implying that turbulent motions build thick disks.

Также там есть $H_{\alpha}$ изображения далеких галактик из DYNAMO. И $CO$ тоже есть, но ужасное. Врядли конечно для них удастся что-то найти.

Evidence for non-axisymmetry in M31 from wide-field kinematics of stars and gas - для M31, т.е. Андромеды, проведены IFU измерения странной формы достаточно далеко, есть скорости и дисперсии газовой (их две?) и звездной компонент, и даже какие-то потоки. Думаю остальные данные по ней тоже легко будет найти. Нужно ее рассмотреть как один из кандидатов.

THE SAMI GALAXY SURVEY: DATA RELEASE ONE WITH EMISSION-LINE PHYSICS VALUE-ADDED PRODUCTS - SAMI релизнулся с DR1 (~770 штук), там есть короткие карты $\Sigma_{SFR}$, $H_{\alpha}$, $V_g$, $\sigma_g$. Надо посмотреть, что к чему.

К сожалению, дисперсии там ионизованного газа только.

ALMA OBSERVATIONS OF CIRCUMNUCLEAR DISKS IN EARLY TYPE GALAXIES: 12CO(2−1) AND CONTINUUM PROPERTIES - достаточно интересно, там CO наблюдения и анализ неустойчивости центральных дисков ETG (как-то очень странно они выглядят, размеры в сотню парсек).

Они применяют $Q$ в форме WS для эллептических галактик, но это можно поскольку у них там диск в центре.

Subcritical Star Formation in Galactic Discs: the role of Dark Matter and Magnetic Field - очень интересная работа, нужно ее попытаться учесть в финальном исследовании. Вкратце - там учитывается влияние темного гало и магнитного поля в диске на дисперсионное уравнение и как это делает галактику более нестабильной в терминах $Q$. Есть также учет отдельно с звездным диском и без него, также приближения WS и RW вместо честного решения. Очень интересно.

О GRAVITATIONAL INSTABILITIES IN TWO-COMPONENT GALAXY DISKS WITH GAS DISSIPATION Elmegreen 2011, где обосновывается, почему можно не учитывать толщину, если не учитываешь также и диссипацию. Довольно сложно читать, две цитаты

Первая про толщины, показано как разные авторы используют

The use of analogous correction factors in the two-component case was discussed by Romeo (1992). He concluded that the correction factors cannot generally be applied independently to each component, but if the vertical distributions are somewhat uncoupled, then that approximation should be all right

TODO: проверить, почему нельзя

Вторая про диссипацию

These results indicate that unknown dissipation partly compensates for unknown thickness in the stability condition. That is, Qtot conditions that are evaluated incorrectly without including the thickness terms (blue curves in Figure 9) have a threshold for instability that is still close to 1 when dissipation is important.

The Local Volume HI Survey: star formation properties Wang 2017 - есть выборка из большого числа галактик, и для десяти из них есть $\Sigma_s$, $\Sigma_{HI}$, $V_{HI}$, $SFR$ карты.

Также получено, что важно учитывать звезды и $SFE$ в основном коррелирует с плотностью звезд, не газа.

TODO: add in intersection

EXTENDED SCHMIDT LAW: ROLE OF EXISTING STARS IN CURRENT STAR FORMATION Shi 2011

Как видно уже из названия, там анализируется закон Шмидта и делается вывод что зависимость от звезд важна, и если учтена дает более точную зависимость, которая больше объясняет

$$\Sigma_{SFR} \propto \Sigma_{gas}^{1.13 \pm 0.05} \Sigma_{star}^{0.36 \pm 0.04}$$$$\frac{SFE}{yr^{-1}} = 10^{-10.28\pm 0.08} (\frac{\Sigma_{star}}{M_{sun} pc^{-2}})^{0.48\pm 0.04}$$

Characterising uniform star formation efficiencies with marginally-stable galactic disks Wong 2016 (я кстати уже цитировал ее выше, где соотношение газов) - у них своя простенькая модель субмаржинальных дисков в ту сторону, что и я когда-то думал - при зафиксированном $Q$ они находят массу газа. Правда у них там и Bell, и приближение Wang&Silk, т.е. все не очень хорошо.

Еще про дисперсии скоростей в газе $\sigma_g$:

• The JCMT Nearby Galaxies Legacy Survey – IV. Velocity dispersions in the molecular interstellar medium in spiral galaxies - для 12 галатик (в том числе предложенной для анализа NGC 4736) есть карты дисперсий $CO(3-2)$ и средние получаются тоже около 6 км/c как и прежде. Есть радиальные профили также. Еще упомянуты разные магнитные/турбулентные неустойчивости Parker instabilities, Balbus–Hawley (or magnetorotational) instability, magnetorotational instability by Piontek & Ostriker.
• THINGS: THE H i NEARBY GALAXY SURVEY - карты дисперсий $HI$. Не очень удобные, ограничены парой значений.
• WHAT IS DRIVING THE H i VELOCITY DISPERSION? - 11 галактик из THINGS (в том числе предложенной для анализа NGC 4736 и NGC 628), среднее по дисперсиям $HI$ получилось 10 км/с, есть профили.

HI content in the galactic discs: the role of gravitational instability - Zasov, Zaitseva 2017 - полезная цитата про долю молек. газа

It’s worth noting that the contribution of H2 in the total gas mass is usually small. According to Bothwell et al. (2014), H2 mass fraction in spiral galaxies averages 0.09-0.13 and decreases parallel with mass of stellar population. Lisenfeld et al. (2011) obtained the average ratio MH2 /MHI ≈ 0.2 for isolated galaxies of AMIGA sample, used in this paper. Thus, a total mass of atomic HI may characterize a total neutral gas mass.

При некоторых простых предположениях в работе выводится, что $M_{HI} \propto c_g/Q_g \times J$, где $J=VR$ - момент. У них получается, что это все хорошо объясняется если $Q$ константа в широких пределах и маржинально устойчива (влияние звезд считают малым), но у них получаются большие значения и рассматривают две возможности - толи газ был маржинально устойчивым в прошлом где газа в два раза больше было, толи уровень неустойчивости выше $Q_g < 2-4$.

STAR FORMATION MODELS FOR THE DWARF GALAXIES NGC 2915 AND NGC 1705 Elson, Block 2012 - в этих карликовых галактиках есть и звездный слабенький диск и большой водородный. Авторы утверждают, что у них одножидкостный и двухжидкостный не прошли (есть карты), а вот shear дескать хорошо все объяснил. У них конечно со звездами так себе все в методологии (например они зачем-то показывают карты для разных $\bar{k}$, причем начинают с далеких, вместо максимумов), но вот про shear интересно. Также у них есть модель газ+$DM$ (темное гало). Также есть ссылка на работу Bigiel et al. (2008), где объясняется как вывести профиль $H_2$ из данных по $SFR$ (может пригодиться).

THE STAR FORMATION LAW AT LOW SURFACE DENSITY - Wyder 2009 Ничего сильно примечательного, кроме объяснения модели Krumholz & McKee (2005)

$$Σ_{SFR} = 3.9\times10^{−4}\phi^{0.34}Q^{−1.32}f_{GMC}\Sigma^{1.33}_{gas} M yr−1 kpc−2$$

where Σgas is the total (atomic plus molecular) gas surface density in units of M pc−2, fGMC is the fraction of gas in giant molecular clouds, φ is the ratio of the pressure inside a molecular cloud to the pressure at its surface, and Q is the stability parameter as defined by Toomre (1964). We adopt Q = 1.5, a value typical of spiral galaxies (Martin & Kennicutt 2001). Krumholz and McKee argued that φ ≈ 10−8fGMC and we adopt φ = 9fGMC. Finally, fGMC is given by $$f_{GMC} = (1 + 250\Sigma^{−2}_{gas})^{−1}$$ Similarly, the Krumholz and McKee prediction for the second form of the star formation law in terms of the dynamical time is given by

$$Σ_{SFR} = 3.9\times10^{−4}\phi^{0.34}Q^{−1.32}f_{GMC}(\frac{\Sigma_g}{\tau_g})^{0.89} M yr−1 kpc−2$$

Strong suppression of star formation and spiral arm formation in disk galaxies with counter-rotating gas disks - авторы утверждают, что звездообразование эффективно подавляется в галактиках, где газовый диск вращается против звездного. Исключительно моделированием.

A UNIVERSAL CORRELATION BETWEEN STAR-FORMATION ACTIVITY AND MOLECULAR GAS PROPERTIES ACROSS ENVIRONMENTS - корреляция и вывод, что

The correlation between MH2 and SFR, the socalled “integrated Kennicutt-Schmidt law”, does not significantly depend on their surrounding environment; i.e. the star-formation law is universal across environments.

STAR FORMATION IN THE LOCAL UNIVERSE FROM THE CALIFA SAMPLE. II. ACTIVATION AND QUENCHING MECHANISMS IN BULGES, BARS, AND DISKS. - авторы измеряют SFR в отдельных частях (бар, балдж, диск) галактик разных типов. Получено, что бар активизирует звездообразование, что на уровень SFR очень сильно влияет масса звездного населения (но похоже, что результат обратный - что слишком массивные подавляют).

CALIBRATION OF ULTRAVIOLET, MID-INFRARED AND RADIO STAR FORMATION RATE INDICATORS - как видно из названия, там калибруют кучу индикаторов SFR, в самом конце таблица с полученными формулами, можно пересчитывать их в $H_{\alpha}$

CARMA SURVEY TOWARD INFRARED-BRIGHT NEARBY GALAXIES (STING). IV. SPATIALLY RESOLVED 13CO IN SPIRAL GALAXIES - CARMA STING карты интенсивности $^{12}CO(J=1-2)$ и $^{13}CO(J=1-2)$, сравнивая которые они делают выводы об пыли, металличности и SFR.

THE DISKMASS SURVEY. VIII. ON THE RELATIONSHIP BETWEEN DISK STABILITY AND STAR FORMATION - результат из работы DISKMASS, который почему-то не был упомянут выше, но явно должен тут присутствовать. Там много всего.

• Во-первых, $\sigma_z/\sigma_R = 0.25-0.8$, что весьма неплохо.
• Во-вторых интересно, что $\Sigma_{SFR}$ коррелирует с $\Sigma_g$ и $\Sigma_s$ (все усредненное), и антикоррелирует с $Q_{RW}^{min}$. При этом отдельно с $Q_g$ или $Q_s$ корреляций нет.
• Наконец, у них $\Sigma_{SFR}/\Sigma_g \propto \Sigma_{s}^{0.5}$ (предложено Ostriker 2010), что тоже интересно.

Из минусов - звездную плотность они получали из динамической, которая считалась из $\sigma_z$ с помощью моделей. Опять же, все параметры у них усреднены по диску до $R_{25}$. Учет $Q_{RW}$ у них идет с толщиной, но в рассчете SVE толщина постоянная вроде. Корреляция у них считается для min($Q$) до 2.5h, что довольно странно. Да и вообще это использование определенных $Q$, а не всех - странно.

Thus, our results show the importance of considering both components in assessing the effect of the disk stability level on star formation

Orbital decomposition of CALIFA spiral galaxies - авторы используют Шварцшильдовский метод орбит для NGC4210 и NGC6278, находят отношение $\sigma_z/\sigma_R$ вдоль радиуса - у них оно получается достаточно большим, порядка 0.5 в одном случае и порядка 0.8-0.9 во втором. Еще по орбитам разбивают.

Disk stability and neutral hydrogen as a tracer of dark matter Meurer 2012 - достаточно забавное исследование, подтверждающее постоянство профиля $Q$. Для 20 галактик они брали область, где лежат центральные 50% массы газа и смотрели там $Q_g$ при $c=8 km\,s^{-1}$. Там у них действительно достаточно полого, но может это галактики такие, SFR не смотрят. Причем они также брали 2F в виде RW11 и с дисперсией по Лерою и получали еще более гладкий профиль. Хотя там логарифм, может не так уж и полого. В общем странно и занятно.

SDSS IV MaNGA - sSFR profiles and the slow quenching of discs in green valley galaxies - не очень понятен весь смысл (потому что не ясно что такое SSFR - да понятно, это $SFR/\Sigma_*$), но Figure 2 показывает, что по данным MANGA растет $SFR$ с ростом массы звезд $M_*$. Можно ссылки посмотреть.

SDSS-IV MaNGA: The Spatial Distribution of Star Formation and its Dependence on Mass, Structure and Environment - в одном ряду с предыдущей статьей. В ней есть профили радиальные по 1500 галактикам и найдено, что звездообразование подавляется в некоторых галактиках в центре (с большими дисперсиями и большими массами звездного диска). Интересно - не может ли это быть результатом того, что там ЗО определяют звезды, а в центре поэтому не работает? Интересно.

CALIBRATING STAR FORMATION IN WISE USING TOTAL INFRARED LUMINOSITY - содержит для WISE калибровки в SFR.

SELF-CONSISTENT BULGE/DISK/HALO GALAXY DYNAMICAL MODELING USING INTEGRAL FIELD KINEMATICS - интересная техника, где куча данных позволяет восстаналивать разные участки карт, а все вместе дает возможность самосогласованно фитировать дисперсии, скорости и поверхностную яркость, что продемонстрировано на примере одной галактики из SAMI

Unveiling the sources of disk heating in spiral galaxies with the CALIFA survey Pinna 2016 - очень интересная короткая презентация, где в CALIFA галактиках восстанавливается модельный SVE. Интересно тем, что в качестве хорошего восстановления они приводят две галактики, где $\sigma_z/\sigma_R = 0.3$ и $\sigma_z/\sigma_R = 0.7$, что именно те величины, какие я использовал :) Там конечно есть и больше на тренде, но меньше нет. Еще интересно, как тренд Shapiro (2012) не особо согласуется с их данными, в чем я конечно не удивлен.

THE GALEX/S4G SURFACE BRIGHTNESS AND COLOR PROFILES CATALOG - I. SURFACE PHOTOMETRY AND COLOR GRADIENTS OF GALAXIES. - есть радиальные профили в $FUV/NUV$ для ~2000 галактик.

Non-linear violent disc instability with high Toomre’s Q in high-redshift clumpy disc galaxies Inoue 2015 - численное моделирование двухжидкостных дисков в форме RW для далеких галактик, исследование 1кпк clumps. Нашли, что ЗО наблюдается при $Q$~несколько единиц (даже больше трех в некоторых клампах). Есть карты, но дисперсии газа какие-то слишком большие у них получаются. Еще интересно, что $\varkappa$ они считают отдельно по газу и звездам. Есть последовательные карты, где образуется clump и как уменьшается $Q$ рядом. Также они цитируют swing amplification mechanism и рассчитывают его для моделей:

Swing amplification is a mechanism that enhances the density contrast of a spiral structure by transition from a leading to a trailing arm (Toomre 1981).

Еще интересно, что (и понятно почему)

Even if Q > 1 on the large scale ∼ 1 kpc, the disc can be unstable with Q < 1 on a smaller scale (e.g. Romeo et al. 2010).

Из того, что благодаря рецензенту (Romeo) прочитано:

• Star Formation in the Milky Way and Nearby Galaxies Kennicutt&Evans (2012) - очень большой обзор на 50+ страниц, достаточно поверхностный, но зато я из него узнал многое про текущее положение дел в ЗО - почти ничего про instability, но зато про то как сложно детектировать CO, что depletion time для облаков почти постоянный и ~2Gyr, на z~2 звездообразование бурное а сейчас нет, что depletion time в 100 раз больше free-fall time и это сложно объяснить ($\epsilon \approx 0.001$), что SFR коррелирует с молекулярным газом, но не с атомарным, что есть разные формы K-S law, что HI молекуляризуется при плотности примерно ~10 $M_{sun}/{pc}^2$.
• Balance among gravitational instability, star formation and accretion determines the structure and evolution of disc galaxies Forbes et al. (2014) - 1D axisymmetric thin disc N-body + accretion, модели без SF и без GI по отдельности, много про транспорт GI, но не учитывается $Q_s$ (точнее константа)
• Mass Transport and Turbulence in Gravitationally Unstable Disk Galaxies. I. The Case of Pure Self-gravity Goldbaum (2015) & II: The Effects of Star Formation Feedback Goldbaum (2016) - MW-like N-body 3D без и с feedback (3 симуляции с разным числом газа вроде). На картинках $Q$ хорошо соответствует $\Sigma_*$, есть интересные картинки с азимутально усредненным $Q_{eff}$ и по времени и вывод что $\Sigma_g$ и $c_g$ влияют на параметр Тумре больше остального. Вывод основной что гравитация способна объяснить наблюдаемую турбулентность и что $Q \approx 1$ self-regulate. Feedback понижает SF, но все еще гравитация остается главным источником турбулентности и транспорта. Еще он понижает $Q$ азимутально усредненный, что достаточно странно.
• Notes on Star Formation Krumholz (2015) - очень классная книга, много полезных подробностей. Глава 9: SFR Observations - про K-S, starbursts в z~2, dwarfs & LSB, HCN молекула и про то же, что в Kennicutt&Evans. Глава 10: SFR Theory - два метода формирования top-down и bottom-up. Проблема первого, где и при $Q>1$ есть SFR, но проблема что $\epsilon_{eff} \approx 1$ и не зависимости от металличности. У второго подхожа из feedback уравнений следует $\Sigma_{SFR} \propto \Sigma_g^2$ или $\propto \Sigma_g\Sigma_s$. Объясняется что ЗО в молек. облаках из-за shielding и cold взаимосвязаны, но сам подход все еще не может объяснить время, $\epsilon_{eff} \approx 0.1$
• Stability of thick two-component galactic discs Romeo (1992) и How faithful are N-body simulations of disc galaxies? Romeo (1994) - не понятно ничего, так как достаточно давняя работа и очень много текста. Поправки $T_i$ к своему критерию они вывели из картинки статьи 1994 года.
• The DiskMass Survey. VIII. On the Relationship between Disk Stability and Star Formation Westfall (2014) - $\sigma_z/\sigma_R=0.5\pm0.3$, параметр Тумре $Q_RW^{1.5h}=2.0\pm0.9$, $\Sigma_{SFR} \propto \Sigma_g\Sigma_s^{0.5}$ все параметры азимутально усреднены, газ давлеет на д звездами что необычно ($Q_g < Q_s$), M-to-L в K у них 0.3 и куча корреляций
• HIghMass—High H i Mass, H i-rich Galaxies at z ̃ 0: Combined H i and H2 Observations Hallenbeck (2016) - 3 галактики, unstable берут как $Q_N < 2.5$ (marginally stable), сравнивают между собой $Q_g$ и $Q_N$, вроде все совмещается с SFR, но не прям уж точно
• Local Instability Signatures in ALMA Observations of Dense Gas in NGC 7469 Fathi (2015) - галактика, которая неустойчива дескать там, где кольцо, но непонятно используют звезды. Еще отдельно отмечают, что $\lambda_c$ совпало с областью SFR.
• Origin of low surface brightness galaxies: a dynamical study Garg (2017) - считают $Q_{RW}^{min}$ для LSB и у них получается выше чем для обычнх, что согласуется с пониженным ЗО. Еще пишут, что очень влияет DM halo на результат, $\sigma_z/\sigma_R=0.5$.
• What drives gravitational instability in nearby star-forming spirals? The impact of CO and H i velocity dispersions Romeo&Mogotsi (2017) - проверяют как сказываются настоящие дисперсии на устойчивости, $Q$ у них между 2 и 3 для всех галактик, все определеяют звезды, дисперсии меняют только в центре и сдвигают, но не слишком сильно.

SDSS-IV MaNGA: Constraints on the Conditions for Star Formation in Galaxy Discs Stark et al. (2017) - очень забавная идея, авторы выясняют, что наступает раньше - гравитационная неустойчивость и фрагментация ($Q < 1$) или крупномасштабная молекуляризация и экранирование (self-shielding, $\tau > 1$). Интересно, как именно они это делают. Суть в том, что они рассматривают новый параметр $Q\tau$, и если брать только газ ($Q\approx Q_g$), то там сокращается величина $\Sigma_g$, т.е. можно исследовать галактики, где про газ ничего не известно. И можно понять,что наступает раньше - $Q < 1$ или $\tau > 1$ (рисунок ниже). Они исследуют выборку Leroy (2008) и ~250 галактик из MANGA без данных о газе. Получают везде, что самогравитация раньше. Есть конечно много замечаний - 2F у них WS, непонятная мне температура в 10^4 K, обсуждают насколько можно отбрасывать звезды - но по рис.3 видно, что не особо можно ибо сильно устойчивее получается. Но идея и концепция интересные.

Star formation is boosted (and quenched) from the inside out: radial star formation profiles from MaNGA Ellison et al. 2017 - еще одна забавная работа по MANGA и SF. Они использовали 500,000 пикселей для 400 галактик из обзора чтобы посмотреть на "главную последовательность" (линию SFR-$M_*$)и сильные отличия от нее. Рисунок 8 дает представления о результате - какие профили по сравнению с "главной последовательностью для поверхностной плотности" у галактик выше/ниже нормы. Видно, что все различие в центре и оттду идет подтверждение механизму из центра наружу.

SDSS-IV MANGA: SPATIALLY RESOLVED STAR FORMATION MAIN SEQUENCE AND LI(N)ER SEQUENCE Hsieh et al. 2017 - неплохой пример как должно быть написано Letter и два вывода - что $\Sigma_{H\alpha} \propto \Sigma_*$ (сильно коррелирует) и что локальная корреляция на масштабе кпк отлично продолжается на глобальную $M_* \propto SFR$ (Fig. 4).

The Accelerating Pace of Star Formation Caldwell & Chang 2017 - на примере четырех ближайших хорошо изученных молекулярных облаков показано, что SF ускоряется со временем по квадратичному закону $\propto t^2$ и для Ориона показано, что звезды рождаются в центре и удаляются из центра со скоростью звука 0.17 км/c.

RE-VISITING THE EXTENDED SCHMIDT LAW: THE IMPORTANT ROLE OF EXISTING STARS IN REGULATING STAR FORMATION Shi 2018 - продолжают уточнять закон K-S со своей известной работы 2011 года, теперь у них зависимость $(\Sigma_s^{0.5}\Sigma_g)^{1.09}$ и они говорят что помимо большей точности она еще лучше объясняет предыдущие outliers.

SDSS-IV MANGA: WHAT SHAPES THE DISTRIBUTION OF METALS IN GALAXIES? EXPLORING THE ROLES OF THE LOCAL GAS FRACTION AND ESCAPE VELOCITY - показывают зависимость между gas fraction ($\Sigma_g/\Sigma_s$) и металличностью для ~1000 галактик. Можно использовать как оценку металличности.

Gravity or turbulence? IV. Collapsing cores in out-of-virial disguise 2017 - я ее не читал полностью еще, но там вроде как пишут, что Larson law не выдерживается.

Stability of galactic discs: finite arm-inclination and finite-thickness effects - в очередной раз подтверждают, что неосесимметричные возмущения сильные и толстый диск устойчивее, но как-то по новому. Надло посмотреть.

What FIREs Up Star Formation: the Emergence of the Kennicutt-Schmidt Law from Feedback - коллапс прежде shielding.

Testing Star Formation Laws in a Starburst Galaxy At Redshift 3 Resolved with ALMA - тестируют 3 модели K98, KDM12, SFK15 для галактики z=3 и последняя дает лучше всего (там правда очень экстремальные значения SFR как по мне, хоть для такой далекой это и ок).

Resolving the Disc-Halo Degeneracy I: A Look at NGC 628 Aniyan et al. (2018) - упоминал ее в ноутбуке с 628, там они определяют вертикальный масштаб, адаптируя $\sigma_z/\sigma_R$=0.60 ± 0.15. Идея в том, что вертикальный масштаб надо мерять для того же типа звездного населения, что и поверхностная плотность, вот они и фтируют два типа звездного населения. Получают пять точек двумя способами. Суть еще в том, что так очень точно можно определить гало (что и отражено в названии), но у них не вышло различить два типа профиля. Ценно еще формулой связи $\sigma_z, h, \Sigma$ для разных случаев (аппендикс).

The stellar velocity dispersion in nearby spirals: radial profiles and correlations Mogotsi & Romeo (2018) - взяли SAURONовские данные для 30 галактик (ничего не находили сами!) и сравнивали профили $\sigma_R$ с модельными и найденными там данными. Нашли что оно растет к центру (как неожиданно!) и что есть сильная корреляция среднего с звездной массой $M_*$. Важно, что простые модели из звездной поверхностной плотности (ну как у Лероя было, например) переоценивают сильно значения. Очень понравилось, как сделан первый рисунок - надо взять на вооружение визуализацию. Главный вывод - что надо аккуратно оцениват звезды, т.к. они более неустойчивы. К исходной работе сауроновской у меня конечно есть вопросы, кажется там все не оч хорошо (скорее странно).