Hukum Kennicutt–Schmidt

Dalam astronomi, hukum Kennicutt–Schmidt ialah hubungan empirik antara ketumpatan gas permukaan dan kadar pembentukan bintang (SFR) di kawasan tertentu. Hubungan ini pertama kali diperiksa oleh Maarten Schmidt dalam sebuah kertas pada tahun 1959 apabila beliau mencadangkan bahawa ketumpatan permukaan SFR berkembang sebagai kuasa positif 𝑛 dari ketumpatan permukaan gas tempatan, iaitu:

${\mathrm{\Sigma }}_{SFR}\propto ({\mathrm{\Sigma }}_{gas}{)}^n$.

Secara umum, ketumpatan permukaan SFR $({\mathrm{\Sigma }}_{SFR})$ adalah dalam unit jisim suria setahun setiap parsek persegi $(M_{\odot }{\text{yr}}^{-1}{\text{pc}}^{-2})$ dan ketumpatan permukaan gas dalam gram setiap parsek persegi $(\text{g}{\text{pc}}^{-2})$. Menggunakan analisis helium gas dan bintang muda di kawasan kejiranan suria, ketumpatan tempatan kerdil putih dan fungsi kekilauannya, dan ketumpatan helium tempatan, Schmidt mencadangkan nilai $n\approx 2$ (dan berkemungkinan besar antara 1 dan 3). Semua data yang digunakan telah dikumpulkan dari Bima Sakti, dan khususnya kejiranan suria.

Pada tahun 1989, Robert Kennicutt mendapati bahawa keamatan H$\alpha$ dalam sampel 15 buah galaksi boleh sesuai dengan hubungan Schmidt terdahulu dengan indeks hukum kuasa $n=1.3\pm 0.3$. Baru-baru ini, beliau meneliti hubungan antara ketumpatan gas permukaan dan SFR untuk set galaksi yang lebih besar untuk menganggarkan nilai $n=1.4\pm 0.15$.