天文学者の国際チームは、星がどのように形成されるかについて長年の信念を覆しました。
1950年代以降、天文学者は生まれたばかりの星のグループが同じ星形成の規則に従っていると信じていました。つまり、重い星と軽い星の比率は銀河から銀河までほぼ同じでした。たとえば、すべての星が太陽の20倍以上の大きさの場合、太陽の質量以下の星は500個あります。
「これは本当に便利なアイデアでした。残念ながらそれは真実ではないようだ」とボルチモアにあるジョンズホプキンス大学のチーム研究リーダーであるゲルハルト・ムーラー博士は言った。
この新しく生まれた星の質量分布は、「初期質量関数」またはIMFと呼ばれます。銀河から見える光のほとんどは、最も質量の大きい星からのものですが、星の総質量は、見えない質量の小さい星が支配しているため、IMFは銀河の質量を正確に決定する上で重要です。星の母集団からの光の量を測定し、星の年齢をいくらか修正することにより、天文学者はIMFを使用してその星の母集団の総質量を推定できます。
異なる銀河の結果は、IMFがどこでも同じである場合にのみ比較できますが、Dr。Meurerのチームは、銀河間で高質量と低質量の新生星の比率が異なることを示しています。たとえば、小さな「矮小」銀河は、予想よりも多くの低質量星を形成しています。
この発見に到達するために、ムーラー博士のチームはオーストラリア、シドニーの近くにあるParkes電波望遠鏡で行われたHIPASSサーベイ（HI Parkes All Sky Survey）で銀河を使用しました。銀河には星形成の原料である中性水素ガスが多く含まれており、中性水素が電波を放出するため、電波探査を利用しました。
チームは、NASAのGALEX衛星とチリの1.5 m CTIO光学望遠鏡を使用して、103個の調査銀河で、星形成の2つのトレーサー、紫外線とHアルファ放出を測定しました。
中性水素に基づいて銀河を選択すると、星の形成履歴に偏らない、さまざまな形やサイズの銀河のサンプルが得られました。
Hアルファ放出は、Oスターと呼ばれる非常に重い星の存在を追跡します。これは、太陽の20倍以上の質量を持つ星の誕生です。
UV放射は、O星とより軽いB星の両方をトレースします。全体として、太陽の質量の3倍以上の星です。
Meurerのチームは、HアルファのUV放射に対する比率が銀河ごとに異なることを発見しました。これは、IMFも、少なくともその上限でそうであったことを意味します。
「これは複雑な作業であり、BスターがOスターよりもはるかに長寿命であるという事実など、HアルファとUV放射の比率に影響を与える多くの要因を必ず考慮する必要がありました」とMeerer博士は述べた。
Meurer博士のチームは、IMFが星形成領域の物理的条件、特にガス圧に敏感であるように思われることを示唆しています。たとえば、固い星団などの高圧環境では、巨大な星が形成される可能性が最も高くなります。
チームの結果により、銀河内の半径の関数としてのHアルファと紫外光の比率の変化など、天文学者を困惑させている最近観測された他の現象をよりよく理解できます。これは、地球上の高度によって圧力が変化するのと同様に、圧力が半径とともに低下するにつれて恒星の混合が変化するので、これは理にかなっています。
この研究は、1987年にVeronique Buatとフランスの共同研究者が最初に行った暫定的な提案を確認し、その後、同じ結果を示唆したJohns HopkinsとSwinburne大学で働いているEric HoversteenとKarl Glazebrookによる昨年のより重要な研究を裏付けています。
出典：CSIRO
