Một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế đã vạch trần niềm tin từ lâu về cách các ngôi sao được hình thành.
Kể từ năm 1950, các nhà thiên văn học tin rằng các nhóm sao mới sinh ra tuân theo quy luật hình thành sao giống nhau, điều đó có nghĩa là tỷ lệ sao lớn so với sao nhẹ gần giống nhau từ thiên hà đến thiên hà. Ví dụ, đối với mỗi ngôi sao nặng hơn 20 lần so với Mặt trời hoặc lớn hơn, thì có thể có 500 ngôi sao bằng hoặc nhỏ hơn khối lượng của Mặt trời.
Đây là một ý tưởng thực sự hữu ích. Thật không may, điều đó dường như không đúng, huấn luyện viên trưởng nhóm nghiên cứu, Tiến sĩ Gerhardt Meker của Đại học Johns Hopkins ở Baltimore cho biết.
Sự phân bố khối lượng lớn của các ngôi sao mới sinh này được gọi là function chức năng khối lượng ban đầu, hay IMF. Hầu hết ánh sáng chúng ta nhìn thấy từ các thiên hà đến từ các ngôi sao có khối lượng lớn nhất, trong khi tổng khối lượng của các ngôi sao bị chi phối bởi các ngôi sao có khối lượng thấp hơn có thể nhìn thấy được, do đó IMF có ý nghĩa trong việc xác định chính xác khối lượng của các thiên hà. Bằng cách đo lượng ánh sáng từ quần thể sao và thực hiện một số hiệu chỉnh cho các ngôi sao tuổi, các nhà thiên văn học có thể sử dụng IMF để ước tính tổng khối lượng của quần thể sao đó.
Các kết quả cho các thiên hà khác nhau chỉ có thể được so sánh nếu IMF giống nhau ở mọi nơi, nhưng nhóm Tiến sĩ Meker, đã chỉ ra tỷ lệ này của các ngôi sao mới sinh có khối lượng cao và khối lượng thấp khác nhau giữa các thiên hà. Chẳng hạn, các thiên hà lùn lùn nhỏ hình thành nhiều ngôi sao có khối lượng thấp hơn dự kiến.
Để đi đến kết quả này, nhóm nghiên cứu của Tiến sĩ Meker đã sử dụng các thiên hà trong Khảo sát HIPASS (HI Parkes All Sky Survey) được thực hiện với kính viễn vọng vô tuyến Parkes gần Sydney, Australia. Một cuộc khảo sát vô tuyến đã được sử dụng vì các thiên hà chứa một lượng đáng kể khí hydro trung tính, nguyên liệu thô để hình thành sao và hydro trung tính phát ra sóng vô tuyến.
Nhóm nghiên cứu đã đo được hai phương pháp hình thành sao, phát xạ tia cực tím và H-alpha, trong 103 thiên hà khảo sát sử dụng vệ tinh NASA GAL GALEX và kính viễn vọng quang học CTIO 1,5 m ở Chile.
Chọn các thiên hà trên cơ sở hydro trung tính của chúng đã cho ra một mẫu thiên hà có nhiều hình dạng và kích cỡ khác nhau, không thiên vị bởi lịch sử hình thành sao của chúng.
Phát xạ H-alpha theo dõi sự hiện diện của các ngôi sao rất lớn gọi là sao O, sự ra đời của một ngôi sao có khối lượng lớn hơn 20 lần so với Mặt trời.
Sự phát xạ tia cực tím, theo dõi cả sao O và sao B nhỏ hơn - nói chung, sao nhiều hơn ba lần khối lượng Mặt trời.
Nhóm Meker Lát đã tìm thấy tỷ lệ phát xạ H-alpha và UV thay đổi từ thiên hà này sang thiên hà khác, ngụ ý IMF cũng đã làm, ít nhất là ở đầu cuối của nó.
Đây là một công việc phức tạp và chúng tôi nhất thiết phải tính đến nhiều yếu tố ảnh hưởng đến tỷ lệ phát xạ H-alpha so với tia cực tím, như thực tế là sao B sống lâu hơn nhiều so với sao O, tiến sĩ Meker nói.
Nhóm nghiên cứu của Tiến sĩ Meker, cho thấy IMF dường như nhạy cảm với các điều kiện vật lý của khu vực hình thành sao, đặc biệt là áp suất khí. Chẳng hạn, các ngôi sao lớn rất có thể hình thành trong môi trường áp suất cao như các cụm sao bị ràng buộc chặt chẽ.
Các kết quả nhóm nghiên cứu cho phép hiểu rõ hơn về các hiện tượng quan sát gần đây khác đang làm các nhà thiên văn học bối rối, chẳng hạn như sự thay đổi tỷ lệ của H-alpha với ánh sáng cực tím như là một hàm của bán kính trong một số thiên hà. Điều này bây giờ có ý nghĩa khi hỗn hợp sao thay đổi khi áp suất giảm theo bán kính, giống như áp suất thay đổi theo độ cao trên Trái đất.
Công trình xác nhận những đề xuất dự kiến được đưa ra đầu tiên bởi Veronique Buat và cộng tác viên ở Pháp vào năm 1987, và sau đó là một nghiên cứu quan trọng hơn vào năm ngoái của Eric Hoversteen và Karl Glazebrook làm việc tại các trường đại học Johns Hopkins và Swinburne cho kết quả tương tự.
Nguồn: CSIRO
