Rennsport ist selten der Begriff, der einem in den Sinn kommt, wenn man über Astronomie nachdenkt. Viele Ereignisse sind jedoch ein Wettlauf um Stabilität, bevor ein System auseinanderfliegt oder implodiert. Die Sternentstehung aus gigantischen interstellaren Wolken ist ein solches Rennen, bei dem Sterne um ihre Bildung kämpfen, bevor die Wolke zerstreut wird. Obwohl eine grobe Abschätzung der Anforderungen für den Kollaps in einführenden Astrophysik-Kursen diskutiert wird (Siehe: Jeans-Massenkriterium ) lässt diese Formulierung mehrere Elemente aus, die im realen Universum ins Spiel kommen. Leider können diese Effekte für Astronomen subtil, aber signifikant sein, aber sie zu entwirren ist das Thema ein aktuelles Papier auf den arXiv Preprint-Server hochgeladen.
Das Jeans-Massenkriterium berücksichtigt eine Gaswolke nur isoliert. Ob es kollabiert oder nicht, hängt davon ab, ob die Dichte ausreichend hoch ist oder nicht. Aber wie wir wissen, bilden sich Sterne nicht isoliert; Sie bilden sich in stellaren Baumschulen, die Hunderte bis Tausende von Sternen bilden. Diese sich bildenden Sterne ziehen sich unter der Eigengravitation zusammen und erwärmen sich dabei. Dies erhöht den lokalen Druck und verlangsamt die Kontraktion sowie die Abgabe zusätzlicher Strahlung, die auch die Wolke insgesamt beeinflusst. In ähnlicher Weise können auch Sonnenwinde (Partikel, die von der Oberfläche gebildeter Sterne strömen) und Supernovae die weitere Bildung stören. Diese Rückkopplungsmechanismen sind das Ziel einer neuen Studie einer Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Laura Lopez von der University of California Santa Cruz.
Um zu untersuchen, wie die einzelnen Rückkopplungsmechanismen funktionieren, wählte die Gruppe den Tarantelnebel (auch bekannt als 30 Doradus oder NGC 2070), eine der größten Sternentstehungsregionen, die für Astronomen leicht zugänglich ist, da sie sich in der Großen Magellanschen Wolke befindet. Diese Region wurde aufgrund ihrer großen Winkelgröße ausgewählt, die es dem Team ermöglichte, eine gute räumliche Auflösung (bis hin zu Skalen kleiner als ein Parsec) zu erzielen und sich weit über der Ebene unserer eigenen Galaxie zu befinden, um Interferenzen durch Gasquellen in unserer eigenen Galaxie zu minimieren .
Um ihre Studie durchzuführen, teilte das Team von Lopez 30 Dor in 441 einzelne Regionen auf, um zu beurteilen, wie jeder Feedback-Mechanismus in verschiedenen Teilen des Nebels funktionierte. Jede „Box“ bestand aus einer Säule, die durch den Nebel schnitt, der nur 8 Parsec zur Seite war, um eine ausreichende Qualität der Daten über das gesamte Spektrum zu gewährleisten, da Beobachtungen von Radioteleskopen bis hin zu Röntgen verwendet wurden und Daten vonSpitzerundHubble.
Es überrascht vielleicht nicht, dass das Team herausfand, dass unterschiedliche Feedback-Mechanismen an verschiedenen Orten unterschiedliche Rollen spielten. Schließen Sie den zentralen Sternhaufen (<50 parsecs), radiation pressure dominated the effects on the gas. Further out, pressure from the gas itself played the stronger role. Another potential feedback mechanism was that of “hot” gas being excited by X-ray emission. What the team uncovered is that, although there is a significant amount of this material, the nebula’s density is insufficient to entrap it and allow it to have a large effect on the overall pressure. Rather, they described this portion as “leaking out of the pores”.
Diese Forschung ist eine der ersten, die viele der Mechanismen, die von Theoretikern in der Vergangenheit vorgeschlagen wurden, in großem Maßstab beobachtend untersucht. Obwohl solche Forschungen belanglos erscheinen mögen, werden diese Rückkopplungsmechanismen große Auswirkungen auf die Verteilung der stellaren Massen haben (bekannt als die anfängliche Massenfunktion). Diese Verteilung bestimmt die relativen Mengen massereicher Sterne, die dazu beitragen, schwere Elemente zu erzeugen und die chemische Entwicklung von Galaxien insgesamt voranzutreiben.