Międzynarodowy zespół astronomów obalił od dawna przekonanie o tym, jak powstają gwiazdy.
Od lat 50. astronomowie wierzyli, że grupy nowonarodzonych gwiazd przestrzegają tych samych zasad formowania się gwiazd, co oznaczało, że stosunek gwiazd masywnych do gwiazd jaśniejszych był prawie taki sam dla galaktyki. Na przykład na każdą gwiazdę 20 razy masywniejszą niż Słońce lub większą, będzie 500 gwiazd równych lub mniejszych od masy Słońca.
„To był naprawdę przydatny pomysł. Niestety nie wydaje się to prawdą ”- powiedział kierownik zespołu badawczego dr Gerhardt Meurer z Johns Hopkins University w Baltimore.
Ten rozkład masy nowo narodzonych gwiazd nazywa się „początkową funkcją masy” lub MFW. Większość światła, które widzimy z galaktyk, pochodzi od gwiazd o największej masie, podczas gdy całkowita masa w gwiazdach jest zdominowana przez gwiazdy o niższej masie, których nie można zobaczyć, więc MFW ma wpływ na dokładne określenie masy galaktyk. Mierząc ilość światła z populacji gwiazd i wprowadzając pewne poprawki dotyczące wieku gwiazd, astronomowie mogą użyć MFW do oszacowania całkowitej masy tej populacji gwiazd.
Wyniki dla różnych galaktyk można porównać tylko wtedy, gdy MFW jest wszędzie taki sam, ale zespół dr. Meurera wykazał, że stosunek nowonarodzonych gwiazd o dużej i niskiej masie różni się między galaktykami. Na przykład małe galaktyki „karłowate” tworzą o wiele więcej gwiazd o niskiej masie, niż się spodziewano.
Aby dojść do tego odkrycia, zespół dr. Meurera wykorzystał galaktyki w badaniu HIPASS (HI Parkes All Sky Survey) przeprowadzonym z radioteleskopem Parkes niedaleko Sydney w Australii. Przeprowadzono badanie radiowe, ponieważ galaktyki zawierają znaczne ilości obojętnego gazu wodorowego, surowca do tworzenia gwiazd, a obojętny wodór emituje fale radiowe.
Zespół zmierzył dwa znaczniki formowania się gwiazd, emisji ultrafioletu i H-alfa, w 103 galaktykach badawczych za pomocą satelity GALEX NASA i 1,5-metrowego teleskopu optycznego CTIO w Chile.
Wybierając galaktyki na podstawie ich obojętnego wodoru uzyskano próbkę galaktyk o wielu różnych kształtach i rozmiarach, niezależnych od historii ich formowania.
Emisja H-alfa śledzi obecność bardzo masywnych gwiazd zwanych gwiazdami O, narodzin gwiazdy o masie ponad 20 razy większej niż Słońce.
Emisja UV śledzi zarówno gwiazdy O, jak i mniej masywne gwiazdy B - ogólnie gwiazdy ponad trzykrotnie większe od masy Słońca.
Zespół Meurera stwierdził, że stosunek emisji H-alfa do emisji UV był różny w zależności od galaktyki, co sugeruje, że MFW również, przynajmniej na górnym końcu.
„To skomplikowana praca i musieliśmy wziąć pod uwagę wiele czynników, które wpływają na stosunek emisji H-alfa do emisji UV, takich jak fakt, że gwiazdy B żyją znacznie dłużej niż gwiazdy O” - powiedział dr Meurer.
Zespół dr. Meurera sugeruje, że MFW wydaje się być wrażliwy na warunki fizyczne regionu gwiazdotwórczego, zwłaszcza ciśnienie gazu. Na przykład, masywne gwiazdy najprawdopodobniej tworzą się w środowiskach o wysokim ciśnieniu, takich jak ciasno związane gromady gwiazd.
Wyniki zespołu pozwalają lepiej zrozumieć inne ostatnio obserwowane zjawiska, które były zagadkowe dla astronomów, takie jak zmiana stosunku H-alfa do światła ultrafioletowego jako funkcja promienia w niektórych galaktykach. Ma to teraz sens, ponieważ mieszanka gwiezdna zmienia się wraz ze spadkiem ciśnienia wraz z promieniem, podobnie jak ciśnienie zmienia się wraz z wysokością na Ziemi.
Praca potwierdza wstępne sugestie sformułowane po raz pierwszy przez Veronique Buat i współpracowników we Francji w 1987 r., A następnie bardziej obszerne badanie przeprowadzone w zeszłym roku przez Erica Hoversteena i Karla Glazebrook we współpracy z uniwersytetami Johns Hopkins i Swinburne, które sugerują ten sam rezultat.
Źródło: CSIRO
