국제 천문학 자 팀은 별이 어떻게 형성되는지에 대한 오랜 믿음을 떨쳐 냈습니다.
1950 년대 이래로 천문학 자들은 새로 태어난 별 그룹이 동일한 별 형성 규칙을 따랐다 고 믿었는데, 이는 별의 별과 밝은 별의 비율이 은하에서 은하와 거의 동일하다는 것을 의미했습니다. 예를 들어, 태양보다 20 배나 더 큰 모든 별에 대해 태양의 질량보다 작거나 같은 500 개의 별이있었습니다.
“이것은 정말 유용한 아이디어였습니다. 불행히도 사실이 아닌 것 같습니다.”볼티모어에있는 존스 홉킨스 대학교 (Johns Hopkins University)의 팀 연구원 인 Gerhardt Meurer 박사는 말했다.
새로 태어난 별의 대량 분포를 '초기 질량 함수'또는 IMF라고합니다. 우리가 은하에서 보는 대부분의 빛은 가장 큰 질량의 별에서 비롯되며, 별의 총 질량은 볼 수없는 낮은 질량의 별에 의해 좌우되므로 IMF는 은하의 질량을 정확하게 결정하는 데 영향을 미칩니다. 천문학 자들은 별 집단으로부터의 빛의 양을 측정하고 별들의 연령을 약간 수정함으로써 IMF를 사용하여 그 별 집단의 총 질량을 추정 할 수 있습니다.
IMF가 어디에서나 동일한 경우에만 다른 은하에 대한 결과를 비교할 수 있지만 Meurer 박사 팀은이 질량과 질량이 작은 신생아 별의 비율이 은하마다 다르다는 것을 보여주었습니다. 예를 들어 작은 '난쟁이'은하들은 예상보다 더 많은 질량이 적은 별을 형성합니다.
이 발견에 도달하기 위해 Meurer 박사 팀은 호주 시드니 근처 Parkes 전파 망원경으로 수행 된 HIPASS Survey (HI Parkes All Sky Survey)에서 은하계를 사용했습니다. 은하계에는 별을 형성하기위한 원료 인 상당한 양의 중성 수소 가스가 포함되어 있고 중성 수소는 전파를 방출하기 때문에 전파 조사가 사용되었습니다.
이 팀은 NASA의 GALEX 위성과 칠레의 1.5m CTIO 광학 망원경을 사용하여 103 개의 조사 은하계에서 별 형성, 자외선 및 H- 알파 방출의 두 가지 추적자를 측정했습니다.
중성 수소를 기준으로 은하를 선택하면 별 형성 이력에 의해 편향되지 않은 다양한 모양과 크기의 은하 샘플이 생겼습니다.
H- 알파 방출은 태양의 질량보다 20 배 이상 큰 별의 탄생 인 O 별이라고 불리는 매우 거대한 별의 존재를 추적합니다.
UV 방출은 O 별과 덜 무거운 B 별을 추적합니다. 전체적으로 태양 질량의 3 배 이상입니다.
Meurer의 팀은 H- 알파 대 UV 방출의 비율이 은하에서 은하에 따라 다양하다는 것을 발견했다.
Meurer 박사는“이는 복잡한 작업이므로 B- 별이 O 별보다 훨씬 오래 산다는 사실과 같이 H- 알파 대 UV 방출의 비율에 영향을 미치는 많은 요소를 고려해야했습니다.
Meurer 박사 팀은 IMF가 별 형성 영역의 물리적 조건, 특히 가스 압력에 민감한 것으로 보인다고 제안했다. 예를 들어, 거대한 별들은 단단히 묶여있는 별 무리와 같은 고압 환경에서 형성 될 가능성이 높습니다.
이 연구 결과는 일부 은하 내에서 반경의 함수로서 H- 알파 대 자외선의 비의 변화와 같이 천문학 자들을 괴롭히는 최근에 관찰 된 다른 현상들을 더 잘 이해하게한다. 압력이 지구의 고도에 따라 변하는 것처럼 반지름에 따라 압력이 낮아짐에 따라 스텔라 믹스가 변하기 때문에 이제 이치에 맞습니다.
이 작업은 1987 년 프랑스의 Veronique Buat와 공동 연구자들이 처음으로 제안한 임시 제안을 확인한 다음 작년에 John Hopteen과 Swinburne Universities에서 일하는 Eric Hoversteen과 Karl Glazebrook의 더 실질적인 연구를 통해 동일한 결과를 제안했습니다.
출처 : CSIRO
