Racing je zřídka termín, který přichází na mysl, když člověk uvažuje o astronomii. Ačkoli hrubý odhad požadavků na kolaps je diskutován v úvodních třídách astrofyziky (viz: Jeansovo masové kritérium), tato formulace opomíná několik prvků, které přicházejí do hry ve skutečném vesmíru. Bohužel pro astronomy mohou být tyto efekty jemné, ale významné, ale jejich rozmotání je předmětem nedávného příspěvku nahraného na předtiskový server arXiv.
Jeansovo masové kritérium bere cloudový plyn v úvahu pouze izolovaně. To, zda se zhroutí, závisí na tom, zda je hustota dostatečně vysoká. Ale jak víme, hvězdy se netvoří izolovaně; Tvoří se ve hvězdných školkách, které tvoří stovky až tisíce hvězd. Tyto formující se hvězdy se stahují pod vlastní gravitací a tím se zahřívají. To zvyšuje místní tlak a zpomaluje kontrakci a také vydává další záření, které také obecně ovlivňuje cloud. Podobně sluneční vítr (částice proudící z povrchu formovaných hvězd) a supernovy mohou také narušit další formaci. Tyto mechanismy zpětné vazby jsou cílem nové studie skupiny astronomů vedené Laurou Lopezovou z University of California Santa Cruz.
Abychom prozkoumali, jak každý mechanismus zpětné vazby fungoval, skupina vybrala mlhovinu Tarantula (aka, 30 Doradus nebo NGC 2070), jednu z největších oblastí vytvářejících hvězdy snadno přístupnou pro astronomy, protože sídlí ve Velkém Magellanově mračnu. Tato oblast byla vybrána kvůli své velké úhlové velikosti, která umožňovala týmu mít dobré prostorové rozlišení (až po měřítka menší než parsec) a také byla vysoko nad rovinou naší vlastní galaxie, aby se minimalizovalo rušení ze zdrojů plynu v naší vlastní galaxii .
Při provádění studie Lopezův tým rozbil 30 Dor do 441 jednotlivých regionů, aby vyhodnotil, jak každý mechanismus zpětné vazby pracoval v různých částech mlhoviny. Každá „krabice“ se skládala ze sloupce prořezaného mlhovinou, který byl pouhých 8 parseků na stranu, aby byla zajištěna dostatečná kvalita dat v celém spektru, protože pozorování byla použita z radioteleskopů na rentgen a byla použita data z Spitzer a Hubble.
Možná nepřekvapivě tým zjistil, že různé mechanismy zpětné vazby hrály různé role na různých místech. Zavřete centrální hvězdokup (<50 parsek), vlivem na plyn dominoval radiační tlak. Silnější roli hrál dále tlak samotného plynu. Dalším možným mechanismem zpětné vazby byl mechanismus „horkého“ plynu, který je excitován rentgenovou emisí. Tým odhalil, že ačkoli existuje značné množství tohoto materiálu, hustota mlhoviny nestačí k zachycení a umožnění velkého vlivu na celkový tlak. Spíše popsali tuto část jako „prosakující z pórů“.
Tento výzkum je prvním, kdo pozorně prozkoumal ve velkém měřítku mnoho mechanismů, které teoretici navrhli v minulosti. Ačkoli se takový výzkum může zdát nepodstatný, budou mít tyto mechanismy zpětné vazby velké účinky na distribuci hvězdných hmot (známé jako funkce počáteční masy). Toto rozdělení určuje, která relativní množství hmotných hvězd, které pomáhají vytvářet těžké prvky a řídí chemický vývoj galaxií jako celku.
