Русская Википедия:Закон Кенникатта — Шмидта

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Закон Кенникатта — Шмидта (Шаблон:Lang-en), закон Шмидта — эмпирическое соотношение, связывающее плотность газа и темп звездообразования (Шаблон:Lang-en) в данной области. Впервые данное соотношение исследовал Мартен Шмидт в статье 1959 года, в которой он утверждал, что поверхностная плотность звездообразования пропорциональна некоторой положительной степени <math>n</math> поверхностной плотности газа в данной области,[1] то есть

<math>\Sigma_{SFR} \propto (\Sigma_{gas})^n</math>.

В общем случае поверхностная плотность темпа звездообразования <math>(\Sigma_{SFR})</math> измеряется в единицах массы Солнца в год на квадратный парсек (M<math>\odot</math>·год−1·пк−2), поверхностная плотность газа измеряется в граммах на квадратный парсек (г·пк−2). При анализе содержания газообразного гелия и молодых звёзд в солнечной окрестности, местной плотности популяции белых карликов и их функции светимости Шмидт предложил значение степени <math>n \approx 2</math> (наиболее вероятно от 1 до 3). Все используемые данные относились к Млечному Пути, особенно к окрестностям Солнца.

В 1998 году Роберт Кенникатт исследовал соотношение между плотностью газа и скоростью звездообразования примерно для 100 ближайших галактик, при этом получилось значение степени <math>n = 1.4 \pm 0.15</math>.[2]

Примечания

Шаблон:Примечания