[/ Caption]

Tag en sky af molekylært brint, tilføj lidt turbulens, og du får stjernedannelse - det er loven. Effektiviteten af ​​stjernedannelse (hvor stor og hvor folkerig de bliver) er i vid udstrækning en funktion af densiteten af ​​den oprindelige sky.

Ved et galaktisk eller stjerneklyngeniveau vil en lav gastæthed give en sparsom bestand af generelt små, svage stjerner - mens en høj gastæthed bør resultere i en tæt befolkning af store, lyse stjerner. Overligning af alt dette er imidlertid det centrale spørgsmål om metallicitet - som fungerer til at reducere stjerne dannelseseffektivitet.

Så for det første er det stærke forhold mellem densiteten af ​​molekylært brint (H2) og stjernedannelseseffektivitet er kendt som Kennicutt-Schmidt-loven. Atomisk brint anses ikke for at være i stand til at understøtte stjernedannelse, fordi det er for varmt. Først når det afkøles til dannelse af molekylært brint, kan det begynde at klumpe sig sammen - hvorefter vi kan forvente, at stjernedannelse bliver mulig. Naturligvis skaber dette noget mysterium om, hvordan de første stjerner muligvis har dannet sig i et tættere og varmere urunivers. Måske spillede mørk materie en nøglerolle der.

Ikke desto mindre kan ubundet gas i det moderne univers lettere køle ned til molekylært brint på grund af tilstedeværelsen af ​​metaller, som er blevet føjet til det interstellære medium af tidligere stjerner af stjerner. Metaller, som er alle elementer, der er tungere end brint og helium, er i stand til at absorbere et bredere interval af strålingsenerginiveau, hvilket efterlader brint mindre udsat for opvarmning. Derfor er det mere sandsynligt, at en metalrig gassky danner molekylært brint, hvilket derefter er mere sandsynligt at understøtte stjernedannelse.

Men dette betyder ikke, at stjernedannelse er mere effektiv i det moderne univers - og igen er det på grund af metaller. Et nyligt papir om stjernedannelsens afhængighed af metallicitet foreslår, at en klynge af stjerner udvikler sig fra H2 klumper sig inde i en gassky, danner først prestellarkerner, der trækker mere stof ind via tyngdekraften, indtil de bliver stjerner og derefter begynder at producere stjernevind.

Inden længe begynder den stellare vind at generere 'feedback' og imødegå antallet af yderligere materiale. Når det udadgående pres af stjernevind opnår enhed med det indadgående gravitationstryk, ophører yderligere stjernevækst - og større O- og B-klasse stjerner fjerner enhver resterende gas fra klyngeregionen, så al stjernedannelse slukkes.

Afhængigheden af ​​stjernedannelseseffektivitet af metallicitet stammer fra virkningen af ​​metallicitet på stjernevinden. Højmetallstjerner har altid kraftigere vinde end nogen tilsvarende masse, men lavere metalstjerner. Således vil en stjerne klynge - eller endda en galakse - dannet af en gassky med høj metallicitet have stjernedannelseseffektivitet. Dette skyldes, at alle stjerners vækst hæmmes af deres egen stjernevind feedback i sene vækststadier, og eventuelle store O- eller B-klasse stjerner vil fjerne enhver resterende ubundet gas hurtigere end deres lave metalækvivalenter.

Denne metallicitetseffekt er sandsynligvis produktet af 'strålingslinjeacceleration', der stammer fra metalls evne til at absorbere stråling over en lang række strålingsenerginiveauer - det vil sige, at metaller har mange flere strålingsabsorptionslinjer end brint på egen hånd . Absorptionen af ​​stråling med en ion betyder, at en del af en fotons momentumenergi overføres til ion, i det omfang, at sådanne ioner kan sprænges ud af stjernen som stjernevind. Metalens evne til at absorbere mere strålingsenergi end brint kan, betyder, at du altid skal få mere vind (dvs. flere ioner blæst ud) fra høje metalstjerner.

Yderligere læsning:
Dib et al. Afhængigheden af ​​de galaktiske stjernedannelseslove om metallicitet.