[/podpis]

Weź chmurę wodoru molekularnego, dodaj turbulencji, a powstanie gwiazda - takie jest prawo. Wydajność formowania się gwiazd (jak duża i jak liczna jest ich liczba) jest w dużej mierze funkcją gęstości początkowej chmury.

Na poziomie galaktyki lub gromady gwiazd niska gęstość gazu zapewni rzadką populację ogólnie małych, słabych gwiazd - podczas gdy wysoka gęstość gazu powinna skutkować gęstą populacją dużych, jasnych gwiazd. Jednak to wszystko jest kluczową kwestią metaliczności - która zmniejsza efektywność formowania się gwiazd.

Po pierwsze, silny związek między gęstością wodoru cząsteczkowego (H2), a efektywność formowania gwiazd jest znana jako prawo Kennicutta-Schmidta. Atomowy wodór nie jest uważany za zdolny do wspierania powstawania gwiazd, ponieważ jest zbyt gorący. Dopiero gdy ostygnie, tworząc wodór molekularny, może zacząć się zlepiać - po czym możemy spodziewać się, że tworzenie gwiazd stanie się możliwe. Oczywiście, rodzi to pewną tajemnicę dotyczącą tego, jak mogły powstać pierwsze gwiazdy w gęstszym i gorętszym pierwotnym wszechświecie. Być może ciemna materia odegrała tu kluczową rolę.

Niemniej jednak we współczesnym wszechświecie niezwiązany gaz może łatwiej ochłodzić się do wodoru cząsteczkowego ze względu na obecność metali, które zostały dodane do ośrodka międzygwiezdnego przez poprzednie populacje gwiazd. Metale, które są pierwiastkami cięższymi od wodoru i helu, są w stanie pochłonąć szerszy zakres poziomów energii promieniowania, przez co wodór jest mniej narażony na ogrzewanie. Dlatego też chmura gazu bogata w metale z większym prawdopodobieństwem tworzy wodór molekularny, który z kolei może wspierać tworzenie gwiazd.

Ale to nie znaczy, że formowanie gwiazd jest bardziej wydajne we współczesnym wszechświecie - i znowu dzieje się tak z powodu metali. Niedawny artykuł na temat zależności formowania się gwiazd od metaliczności sugeruje, że gromada gwiazd rozwija się od H2 zbijając się w obłok gazu, tworząc najpierw rdzenie gwiazdowe, które przyciągają więcej materii poprzez grawitację, aż staną się gwiazdami, a następnie zaczną wytwarzać wiatr gwiezdny.

Wkrótce wiatr gwiezdny zaczyna generować „sprzężenie zwrotne”, przeciwdziałając nieomylności dalszego materiału. Gdy zewnętrzny wiatr gwiezdny osiągnie jedność z wewnętrznym przyciąganiem grawitacyjnym, dalszy wzrost gwiazd ustaje - a większe gwiazdy klasy O i B usuwają wszelki pozostały gaz z obszaru gromady, dzięki czemu cała formacja gwiazd jest wygaszana.

Zależność wydajności formowania gwiazd od metaliczności wynika z wpływu metaliczności na wiatr gwiazdowy. Gwiazdy wysoko metalowe zawsze mają silniejsze wiatry niż jakakolwiek równoważna masa, ale niższe gwiazdy metaliczne. Zatem gromada gwiazd - a nawet galaktyka - utworzona z chmury gazu o wysokiej metaliczności, będzie miała mniejszą wydajność formowania gwiazd. Wynika to z faktu, że wzrost wszystkich gwiazd jest hamowany przez własne sprzężenie zwrotne wiatru gwiezdnego w późnych stadiach wzrostu, a wszelkie duże gwiazdy klasy O lub B szybciej usuwają pozostały niezwiązany gaz szybciej niż ich ekwiwalenty niskiego metalu.

Ten efekt metaliczności najprawdopodobniej będzie wynikiem „przyspieszenia linii promieniowania”, wynikającego ze zdolności metali do pochłaniania promieniowania w szerokim zakresie poziomów energii promieniowania - to znaczy, że metale mają znacznie więcej linii absorpcji promieniowania niż sam wodór . Absorpcja promieniowania przez jon oznacza, że ​​część energii pędu fotonu jest przekazywana jonowi w takim stopniu, że jony takie mogą być wydmuchiwane z gwiazdy jako wiatr gwiezdny. Zdolność metali do pochłaniania większej ilości energii promieniowania niż wodór, oznacza, że ​​zawsze powinieneś uzyskać więcej wiatru (tj. Więcej wydmuchiwanych jonów) z gwiazd wysokich metali.

Dalsza lektura:
Dib i in. Zależność praw galaktycznego formowania się gwiazd od metaliczności.