Racing je zriedka termín, ktorý príde na myseľ, keď sa vezme do úvahy astronómia. Hoci hrubý odhad požiadaviek na kolaps je diskutovaný v úvodných triedach astrofyziky (pozri: Jeansovo masové kritérium), táto formulácia vynecháva niekoľko prvkov, ktoré prichádzajú do hry v skutočnom vesmíre. Nanešťastie pre astronómov môžu byť tieto efekty jemné, ale významné, ale ich rozmotanie je predmetom nedávneho príspevku nahraného na predtlačový server arXiv.
Kritérium Jeansovho kritéria berie do úvahy iba oblak plynu izolovane. To, či sa zrúti, závisí od toho, či je hustota dostatočne vysoká. Ale ako vieme, hviezdy sa netvoria izolovane; Tvoria sa v hviezdnych škôlkach, ktoré tvoria stovky až tisíce hviezd. Tieto formujúce sa hviezdy sa sťahujú pod vlastnou gravitáciou a tým sa zahrievajú. To zvyšuje miestny tlak a spomaľuje kontrakcie, ako aj vydáva ďalšie žiarenie, ktoré tiež všeobecne ovplyvňuje oblak. Podobne slnečné vetry (častice prúdiace z povrchu formovaných hviezd) a supernovy môžu tiež narušiť ďalšiu formáciu. Tieto mechanizmy spätnej väzby sú cieľom novej štúdie skupiny astronómov pod vedením Laury Lopezovej z kalifornskej univerzity v Santa Cruz.
Aby sa preskúmalo, ako funguje každý mechanizmus spätnej väzby, skupina vybrala hmlovinu Tarantula (aka, 30 Doradus alebo NGC 2070), jednu z najväčších oblastí tvoriacich hviezdy, ktorá je ľahko dostupná pre astronómov, pretože sídli vo Veľkom Magellanovom mračne. Táto oblasť bola vybraná kvôli svojej veľkej uhlovej veľkosti, ktorá umožňovala tímu mať dobré priestorové rozlíšenie (až po mierky menšie ako parsec), ako aj vysoko nad rovinou našej vlastnej galaxie, aby sa minimalizovalo rušenie zo zdrojov plynu v našej vlastnej galaxii. ,
Lopezov tím vykonal štúdiu a rozdelil 30 Dor do 441 jednotlivých regiónov, aby zhodnotil, ako každý mechanizmus spätnej väzby pracoval v rôznych častiach hmloviny. Každá „krabica“ pozostávala z kolónky rozrezanej hmlovinou, ktorá bola iba 8 parsec na stranu, aby sa zabezpečila dostatočná kvalita údajov v celom spektre, pretože pozorovania sa použili z rádiových ďalekohľadov na röntgen a použili sa údaje z Spitzer a Hubble.
Možno nie je prekvapujúce, že tím zistil, že rôzne mechanizmy spätnej väzby hrali rôzne úlohy na rôznych miestach. Zatvorte stredový hviezdokopa (<50 parsec), účinky žiarenia dominovali žiareniu. Silnejšiu úlohu hral ďalej tlak samotného plynu. Ďalším potenciálnym mechanizmom spätnej väzby bolo, že „horúci“ plyn je excitovaný röntgenovou emisiou. Tím odhalil, že hoci je tu značné množstvo tohto materiálu, hustota hmloviny nestačí na jeho zachytenie a na to, aby mal veľký vplyv na celkový tlak. Skôr opísali túto časť ako „únik z pórov“.
Tento výskum je jedným z prvých, ktorý vo veľkej miere pozorne preskúmal mnohé mechanizmy, ktoré teoretici navrhli v minulosti. Aj keď sa takýto výskum môže javiť ako bezvýznamný, tieto mechanizmy spätnej väzby budú mať veľký vplyv na distribúciu hviezdnych hmôt (známych ako funkcia počiatočnej masy). Toto rozdelenie určuje, ktoré relatívne množstvá hmotných hviezd, ktoré pomáhajú vytvárať ťažké prvky a poháňajú chemický vývoj galaxií ako celku.
