Uluslararası bir gökbilimciler ekibi yıldızların nasıl oluştuğuna dair uzun zamandır var olan bir inancı reddetti.
1950'lerden beri, gökbilimciler yeni doğan yıldızların gruplarının aynı yıldız oluşumu kurallarına uyduğuna inanıyordu, bu da büyük yıldızların daha hafif yıldızlara oranının galaksiden galaksiye hemen hemen aynı olduğu anlamına geliyordu. Örneğin, Güneş'ten 20 kat daha büyük veya daha büyük her yıldız için, Güneş'in kütlesine eşit veya ondan daha az 500 yıldız olacaktır.
“Bu gerçekten yararlı bir fikirdi. Maalesef doğru gibi görünmüyor, ”diyor Baltimore'daki Johns Hopkins Üniversitesi'nden ekip araştırma lideri Dr. Gerhardt Meurer.
Yeni doğan yıldızların bu kitlesel dağılımına "başlangıç kitle fonksiyonu" veya IMF denir. Galaksilerden gördüğümüz ışığın çoğu en yüksek kütle yıldızlarından gelirken, yıldızlardaki toplam kütleye görülemeyen daha düşük kütle yıldızları hakimdir, bu nedenle IMF'nin gökadaların kütlesini doğru bir şekilde belirlemesi üzerinde etkileri vardır. Bir yıldız topluluğundan gelen ışık miktarını ölçerek ve yıldızların yaşları için bazı düzeltmeler yaparak, gökbilimciler IMF'yi o yıldız popülasyonunun toplam kütlesini tahmin etmek için kullanabilirler.
Farklı galaksiler için sonuçlar ancak IMF her yerde aynı ise karşılaştırılabilir, ancak Dr. Meurer’in ekibi bu yüksek kütle ile düşük kütleli yeni doğan yıldızların oranının galaksiler arasında farklılık gösterdiğini göstermiştir. Örneğin küçük "cüce" galaksiler, beklenenden çok daha düşük kütleli yıldızlar oluşturur.
Bu bulguya ulaşmak için, Dr. Meurer’in ekibi Avustralya, Sidney yakınlarındaki Parkes radyo teleskopu ile yapılan HIPASS Anketi'nde (HI Parkes All Sky Anketi) galaksiler kullandı. Bir radyo araştırması kullanıldı çünkü galaksiler önemli miktarda nötr hidrojen gazı, yıldız oluşturmak için hammadde ve nötr hidrojen radyo dalgaları yayar.
Ekip, NASA’nın GALEX uydusunu ve Şili'deki 1,5 m CTIO optik teleskopunu kullanan anket galaksilerinin 103'ünde iki yıldız oluşumu, ultraviyole ve H-alfa emisyonu izleyicisi ölçtü.
Nötr hidrojenleri temelinde galaksileri seçmek, yıldız oluşum tarihlerine göre tarafsız olan birçok farklı şekil ve büyüklükteki gökada örneği verdi.
H-alfa emisyonu, O yıldız denilen çok büyük yıldızların varlığını, Güneş'inkinden 20 kat daha fazla kütleye sahip bir yıldızın doğumunu izler.
UV emisyonu, hem O yıldızlarını hem de daha az masif B yıldızlarını izler - genel olarak, Güneş kütlesinin üç katından fazla yıldız.
Meurer’in ekibi H-alfa - UV emisyon oranının galaksiden galaksiye değiştiğini ve IMF’nin de en azından üst ucunda olduğunu ima etti.
Meurer, “Bu karmaşık bir iş ve B-yıldızlarının O yıldızlardan çok daha uzun yaşadığı gerçeği gibi H-alfa: UV emisyonu oranını etkileyen birçok faktörü hesaba katmamız gerekiyordu” dedi.
Dr.Meurer ekibi IMF'nin yıldız oluşturan bölgenin fiziksel koşullarına, özellikle de gaz basıncına duyarlı olduğunu ileri sürüyor. Örneğin, sıkıca bağlı yıldız kümeleri gibi yüksek basınçlı ortamlarda büyük yıldızların oluşması muhtemeldir.
Ekibin sonuçları, bazı galaksilerdeki yarıçapın bir fonksiyonu olarak H-alfa'nın ultraviyole ışığa oranının değişmesi gibi, astronomları şaşırtan diğer son zamanlarda gözlemlenen fenomenlerin daha iyi anlaşılmasını sağlar. Bu, yıldız karışımı, basınç yarıçapla düştükçe değiştiğinden, tıpkı basınç Dünya'daki irtifa ile değiştiği gibi, anlamlıdır.
Çalışma, ilk olarak 1987 yılında Veronique Buat ve Fransa'daki ortak çalışanlar tarafından yapılan geçici önerileri ve daha sonra geçen yıl Eric Hoversteen ve Karl Glazebrook'un aynı sonucu öneren Johns Hopkins ve Swinburne Üniversiteleri üzerinde çalışan daha önemli bir çalışmayı doğruladı.
Kaynak: CSIRO
