Apresentamos um modelo que unifica a Taxa Cósmica de Formação Estelar (CSFR em inglês), obtida atravez do cenário de formação de estruturas, com a taxa de formação estelar local (Galáctica) (SFR em inglês). É possível utilizar a SFR para gerar um mapa da CSFR através da função de distribuição de probabilidade (PDFs) da densidade comumente utilizada no estudo do papel da turbulência nas regiões de formação estelar na Galáxia. Obtemos um mapa consistente a partir de redshift z 20 até o presente (z = 0). Nossos resultados mostram que a turbulência exibe um caráter dual, resultando em altos valores para a eficiência de formação estelar (h"i 0.32) no intervalo de redshift z 3.5 − 20 e reduzindo seu valor para h"i = 0.021 em z = 0. O valor do número de Mach (Mcrit), para o qual h"i decresce rapidamente, é dependente em ambos do índice politrópico () e do contraste de densidade do gás (scrit). Derivamos a primeira Lei de Larson associada a disperção de velocidade (hVrmsi) nas regiões de formação de estelar local. Nosso modelo mostra boa concordância com a Lei de Larson no intervalo 0.1 − 30pc (quando nosso modelo é comparado com dados observacionais), com temperaturas típicas T0 2 − 50K para o gás associado a formação estelar. Como consequência, os halos de matéria escura com maior massa poderiam conter halos de menor massa, formando estruturas semelhantes aos aglomerados globulares. Sendo assim, a Lei de Larson emerge como um resultado da formação estelar cosmológica e vinculada com a formação das estruturas em grande escala do universo, da qual possibilitaria a formação de sistemas galacticos, incluindo a nossa Galáxia.
We present a model that unifies the cosmic star formation rate (CSFR), obtained through the hierarchical structure formation scenario, with the (Galactic) local star formation rate (SFR). It is possible to use the SFR to generate a CSFR mapping through the density probability distribution functions (PDFs) commonly used to study the role of turbulence in the star-forming regions of the Galaxy. We obtain a consistent mapping from redshift z 20 up to the present (z = 0). Our results show that the turbulence exhibits a dual character, providing high values for the star formation efficiency (h"i 0.32) in the redshift interval z 3.5−20 and reducing its value to h"i = 0.021 at z = 0. The value of the Mach number (Mcrit), from which h"i rapidly decreases, is dependent on both the polytropic index () and the minimum density contrast of the gas. We also derive Larsons first law associated with the velocity dispersion (hVrmsi) in the local star formation regions. Our model shows good agreement with Larsons law in the 0.1 − 30pc range (when our model is compared to the observational data), providing typical temperatures T0 2−50K for the gas associated with star formation. As a consequence, dark matter halos of great mass could contain a number of halos of much smaller mass, and be able to form structures similar to globular clusters. Thus, Larsons law emerges as a result of the very formation of large-scale structures, which in turn would allow the formation of galactic systems, including our Galaxy.
