[/ Caption]

Ta en sky av molekylært hydrogen, tilfør litt turbulens og du får stjernedannelse - det er loven. Effektiviteten av stjernedannelse (hvor stor og hvor folkerig de blir) er i stor grad en funksjon av tettheten til den opprinnelige skyen.

På et galaktisk eller stjerneklyngenivå vil en lav gasstetthet levere en sparsom bestand av generelt små, svake stjerner - mens en høy gasstetthet skal resultere i en tett bestand av store, lyse stjerner. Imidlertid er det å overligge alt dette det viktigste problemet med metallisitet - noe som gjør det mulig å redusere stjernedannelseseffektiviteten.

Så for det første, det sterke forholdet mellom tettheten av molekylært hydrogen (H2) og stjernedannelseseffektivitet er kjent som Kennicutt-Schmidt Law. Atomisk hydrogen anses ikke for å være i stand til å støtte stjernedannelse, fordi det er for varmt. Først når det avkjøles for å danne molekylært hydrogen, kan det begynne å klumpe seg sammen - hvoretter vi kan forvente at stjernedannelse blir mulig. Selvfølgelig skaper dette noe mysterium om hvordan de første stjernene kan ha dannet seg i et tettere og varmere urhetens univers. Kanskje spilte mørk materie en nøkkelrolle der.

Ikke desto mindre kan ubundet gass i det moderne universet lettere avkjøles til molekylært hydrogen på grunn av tilstedeværelsen av metaller, som er blitt lagt til det interstellare mediet av tidligere populasjoner av stjerner. Metaller, som er elementer som er tyngre enn hydrogen og helium, er i stand til å absorbere et bredere spekter av strålingsenerginivåer, noe som gir hydrogen mindre utsatt for oppvarming. Derfor er det mer sannsynlig at en metallrik gasssky danner molekylært hydrogen, som da er mer sannsynlig å støtte stjernedannelse.

Men dette betyr ikke at stjernedannelse er mer effektiv i det moderne universet - og igjen er dette på grunn av metaller. En fersk artikkel om avhengighet av stjernedannelse av metallisitet foreslår at en klynge av stjerner utvikler seg fra H2 klumper seg i en gasssky, og danner først prestellar kjerner som trekker inn mer materiale via tyngdekraften, til de blir stjerner og deretter begynner å produsere stjernevind.

Om ikke lenge begynner den stjernevind å generere ‘tilbakemeldinger’, og motvirke innfallet av ytterligere materiale. Når den utadgående skyvningen av stjernevinden oppnår enhet med det innadgående gravitasjonstrekket, opphører ytterligere stjernevekst - og større O- og B-klassestjerner fjerner all gjenværende gass fra klyngeregionen, slik at all stjernedannelse blir slukket.

Avhengigheten av stjernedannelseseffektiviteten på metallisiteten oppstår fra effekten av metallisiteten på stjernevinden. Høyt metallstjerner har alltid kraftigere vinder enn noen tilsvarende masse, men lavere metallstjerner. Dermed vil en stjerneklynge - eller til og med en galakse - dannet fra en gasssky med høy metallisitet, ha stjernedannelse med lavere effektivitet. Dette fordi alle stjerners vekst hemmes av deres egen stjernevindu feedback i sene vekststadier og eventuelle store O- eller B-klasse stjerner vil tømme ut gjenværende ubundet gass raskere enn deres lave metallekvivalenter.

Denne metallisitetseffekten vil trolig være et produkt av 'strålingslinjeakselerasjon', som følge av metalls evne til å absorbere stråling over et bredt spekter av strålingsenerginivåer - det vil si at metaller har mange flere stråleopptakslinjer enn hydrogen har på egen hånd . Opptak av stråling med et ion betyr at noe av fartens energi til et foton blir tilført ionet, i den grad at slike ioner kan blåses ut av stjernen som stjernevind. Evnen til metaller til å absorbere mer strålingsenergi enn hydrogen kan, betyr at du alltid bør få mer vind (dvs. flere ioner blåst ut) fra høye metallstjerner.

Videre lesning:
Dib et al. Avhengigheten av lovene om galaktisk stjernedannelse om metallicitet.