Schmidt-Kennicuttin laki
Vuonna tähtitieteen , Schmidt-Kennicutt laki (tai yksinkertaisesti Schmidtin laki ) on empiirinen suhde tiheyden ja kaasun nopeus tähtien (usein lyhennetty SFR, sillä Star muodostamisnopeudella ) tietyllä alueella.. Suhde oli tutkitaan ensin Maarten Schmidt on 1959 paperi, jossa hän viittaa siihen, että sarakkeessa tiheys tähden muodostumisnopeus seuraa positiivinen teho laki kolonnin tiheyden kaasu, ts
(ΣSFR){\ displaystyle (\ Sigma _ {SFR})}
ei{\ displaystyle n}![ei](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a601995d55609f2d9f5e233e36fbe9ea26011b3b)
ΣSFR∝(Σgklos)ei{\ displaystyle \ Sigma _ {SFR} \ propto (\ Sigma _ {gas}) ^ {n}}![{\ displaystyle \ Sigma _ {SFR} \ propto (\ Sigma _ {gas}) ^ {n}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/c35c6357289f66fc446e10c1a2001954cf5033f5)
.
Tähtien muodostumisnopeuden pylvään tiheys ilmaistaan yleensä aurinkomassojen yksikköinä vuodessa parsek- neliötä kohti ja kaasupylvään tiheys grammoina parsek-neliötä kohti . Analysoimalla nuoria tähtiä, valkoisten kääpiöiden paikallista tiheyttä ja niiden kirkkausfunktiota sekä heliumin paikallista tiheyttä Schmidt ehdotti arvoa (ja todennäköisesti välillä 1 ja 3). Kaikki tämän arvon määrittämiseen käytetyt tiedot ovat peräisin Linnunradalta ja tarkemmin aurinko-naapurustolta .
(M⊙ v-1pc-2){\ displaystyle (M _ {\ odot} ~ {\ textrm {yr}} ^ {- 1} {\ textrm {pc}} ^ {- 2})}
(g pc-2){\ displaystyle ({\ textrm {g}} ~ {\ textrm {pc}} ^ {- 2})}
ei≈2{\ displaystyle n \ noin 2}![{\ displaystyle n \ noin 2}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5fce18ada7b6e4f95ff2fbcbb4aa1772c8ab26b8)
Vuonna 1989 Robert Kennicutt havaitsi, että H-linjojena{\ displaystyle \ alfa}
(joista voidaan arvioida SFR) intensiteetti 7 galaksin näytteessä oli sopusoinnussa Schmidtin lain kanssa. Vuonna 1998 hän tutki kaasun tiheyden ja tähtien muodostumisnopeuden välistä yhteyttä sadassa lähellä olevassa galaksissa ja johti arvon .
ei=1.4±0,15{\ displaystyle n = 1,4 \ pm 0,15}![{\ displaystyle n = 1,4 \ pm 0,15}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a26b9280a70e95af841f51c1572e9a2c4e9e7c1c)
Viitteet
(fr) Tämä artikkeli on osittain tai kokonaan otettu
englanninkielisestä Wikipedia- artikkelista
" Kennicutt - Schmidtin laki " ( katso luettelo tekijöistä ) .
-
(in) Maarten Schmidt , " määrä tähtien. ” , The Astrophysical Journal , voi. 129,Maaliskuu 1959, s. 243 ( ISSN 0004-637X ja 1538-4357 , DOI 10.1086 / 146614 , luettu verkossa , kuultu 12. tammikuuta 2020 )
-
(in) Dmitriy Bizyaev , " vertailu tähtien arvioihin: H-alfa ja FIR Radio Data " , astrofysiikan ja Space Science , vol. 276, n ° 21. st maaliskuu 2001, s. 775–781 ( ISSN 1572-946X , DOI 10.1023 / A: 1017540132516 , luettu verkossa , käytetty 12. tammikuuta 2020 )
-
(in) Binney, James, 1950- , Galaktinen tähtitieteen , Princeton University Press ,1998( ISBN 0-691-00402-1 , 978-0-691-00402-0 ja 0-691-02565-7 , OCLC 39108765 , luettu verkossa ) , s. 524
-
(vuonna) Jr Robert C. Kennicutt , " The Global Schmidt Law in star-forming galaxies " , The Astrophysical Journal , voi. 498, n ° 2, 1998 voi 10, s. 541 ( ISSN 0004-637X , DOI 10.1086 / 305588 , lue verkossa , kuultu 12. tammikuuta 2020 )
<img src="https://fr.wikipedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" title="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;">