Sarkar et al. 2026

Abstract

Abstract We investigate cloud-scale star formation in the Milky Way using a sample of 45 molecular clouds (sizes of 5–240 pc) in the inner Galactic plane, spanning heliocentric distances of 1.1–14.4 kpc. Masses of these clouds are derived from ¹² CO and ¹³ CO emission, while stellar masses are estimated using the young stellar object (YSO) population. The studied molecular clouds have masses ranging from ∼10 ³ to 2.3 × 10 ⁶ M _⊙ , with star formation efficiencies (SFE) up to 0.33. We find a tight, nearly linear scaling of the star formation rate (SFR) with the cloud mass, indicating that more massive clouds form proportionally more stars. The SFE, however, shows a declining trend with cloud mass. The relation between the SFR surface density (Σ _SFR ) and gas surface density (Σ _gas ) exhibits substantial cloud-to-cloud scatter, indicating that the canonical Kennicutt–Schmidt law is not strongly recovered at the scale of individual molecular clouds. Incorporating the cloud freefall time ( t _ff ) into the star formation scaling relation highlights its important role in regulating star formation, although the observed relations suggest that the star formation efficiency per freefall time is not universal. In particular, the SFE decreases with increasing gas mass available per freefall time. We discuss the implications of our results in the context of recent theoretical models of molecular cloud evolution and star formation.

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• KS則にフリーフォール時間を加えた体積的星形成則 ${\Sigma }_{\mathrm{SFR}}={ϵ}_{\mathrm{ff}}\cdot {\Sigma }_{\mathrm{gas}}/t_{\mathrm{ff}}$ （ ${\epsilon }_{\mathrm{ff}}\simeq 1–3\%$ ）は、乱流理論に基づく物理的により動機づけられた関係として、複数のスケールで検証されてきた
• 雲の定義については、¹³COスペクトルのガウスフィットで速度範囲を決め、その範囲で積分したH₂柱密度マップの3σ等高線を雲の境界として定義した
• YSO同定はSpitzer IRACの4バンド分類・赤化補正による追加同定・MIPS 24μmによる精緻化という3段階で行った
• 3.6 μmヒストグラムのピークから完全性限界等級・限界質量を求め、PARSECの等時線とKroupaのIMFを使って検出できない低質量YSOを外挿補正し、真の総YSO数を推定した
• SFEは0.03 ~ 0.33と先行研究よりも系統的に高いが、HII領域に付随する活発な雲を選んだことによる選択バイアスが主因と考えられる
• SFEは雲質量に対して傾き−0.13の弱い負の相関を示し、大質量雲ほど星形成に参加しないガスの割合が増えることがわかる
• ${\Sigma }_{\mathrm{gas}}-{\Sigma }_{\mathrm{SFR}}$ の傾きはKS則と近いが相関は統計的に有意でなく、また個別分子雲の観測が星形成ガスのみを選択的に捉えるため、銀河平均より ${\Sigma }_{\mathrm{SFR}}$ が高くなっている
• $M_{\mathrm{gas}}–\mathrm{SFR}$ は傾き1.02のほぼ線形な強い相関を示し、分子ガス量が星形成量の主要な規定因子であることを支持する
• ${\Sigma }_{\mathrm{SFR}}–{\Sigma }_{\mathrm{gas}}/t_{\mathrm{ff}}$ の関係はKrumholz+2012の予測から系統的にずれており傾き0.57も統計的に有意でないことから ${ϵ}_{\mathrm{ff}}=0.01$ が不変定数ではないと考えられる一方、トレンドの気配はあることから $t_{\mathrm{ff}}$ が星形成を規定する重要パラメータであることは示唆される
• SFEは $M_{\mathrm{gas}}/t_{\mathrm{ff}}$ に対して傾き−0.28の負の相関を示し、フリーフォール時間あたりのガス供給量が増えても星形成効率はそれに比例して上がらないことが示された
• Krumholz & McKee 2005は超音速乱流の自己相似的速度分散とソニック長/ジーンズ長の比から ${ϵ}_{\mathrm{ff}}$ を導き、$t_{\mathrm{ff}}$ を加えることでSFRスケーリングの普遍性が現れると主張するが、その検証はジオメトリ・トレーサー・完全性補正などの仮定に依存する
• ${ϵ}_{\mathrm{ff}}$ の低さや雲の低SFEは乱流支配か大域的重力崩壊かで解釈が分かれており、フィードバックの役割も含めてスケール依存的な星形成の物理を観測・シミュレーション双方から検証していくことが今後の課題である

reference galactic observation analysis