[/felirat]

Vegyünk egy felhő molekuláris hidrogént, adjunk hozzá némi turbulenciát, és csillagképződést kapjunk - ez a törvény. A csillagképződés hatékonysága (mekkora és mennyire népesek) nagyrészt a kezdeti felhő sűrűségének függvénye.

Galaktikus vagy csillagfürt szintjén az alacsony gázsűrűség általában kis, tompa csillagok ritka népességét fogja biztosítani - míg a magas gázsűrűségnek nagy, fényes csillagok sűrű populációját kell eredményeznie. Mindezek ellenére azonban a fémesség kulcskérdése - amely a csillagképződés hatékonyságát csökkenti.

Tehát először is, a molekuláris hidrogén sűrűsége (H2) és a csillagképződés hatékonysága a Kennicutt-Schmidt törvény. Az atomi hidrogénatom nem tekinthető képesnek támogatni a csillagképződést, mert túl meleg. Csak akkor, amikor lehűl, hogy molekuláris hidrogént képezzen, összekapcsolódhat - ekkor várhatjuk a csillagképződést. Természetesen ez rejtélyt teremt arról, hogy az első csillagok hogyan alakulhattak ki egy sűrűbb és melegebb ősi univerzumban. Talán a sötét anyag játszott kulcsszerepet.

Ennek ellenére a modern univerzumban a kötetlen gáz könnyebben lehűlhet molekuláris hidrogénné fémek jelenléte miatt, amelyeket a csillagközi közegbe a korábbi csillagpopulációk adtak. A fémek, amelyek a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemek, szélesebb sugárzási energiát képesek felszívni, így a hidrogén kevésbé lesz kitéve a melegítésnek. Ennélfogva egy fémben gazdag gázfelhő valószínűleg molekuláris hidrogént képez, amely akkor nagyobb valószínűséggel támogatja a csillagképződést.

De ez nem azt jelenti, hogy a csillagképződés hatékonyabb lesz a modern világegyetemben - és ismét a fémek miatt. A csillagképződés fémségtől való függőségéről szóló, nemrégiben írt cikk azt sugallja, hogy H-ből csillagfürt alakul ki2 összeomlik egy gázfelhőn, először olyan csillagcsöveket képezve, amelyek több anyagot vonnak be a gravitáció révén, amíg csillagossá nem válnak, majd csillagszél keletkeznek.

Nem sokkal később a csillagszél visszacsatolást generál, megakadályozva a további anyagok beáramlását. Amint a csillagszél kifelé nyomása egységessé válik a befelé irányuló gravitációs húzással, a csillag további növekedése leáll - és a nagyobb O és B osztályú csillagok megtisztítják a maradék gázt a klaszterrégióból, így az összes csillagképződést megfojtják.

A csillagképződés hatékonyságának fémességtől való függése a fémségnek a csillagszélre gyakorolt ​​hatásából fakad. A magas fémcsillagoknak mindig erősebb szélük van, mint bármilyen egyenértékű tömegnek, de az alacsonyabb fémcsillagoknak. Így egy nagy fémségű gázfelhőből képződött csillagfürtnek - vagy akár galaxinak - kevésbé hatékony a csillagképződés. Ennek oka az, hogy minden csillag növekedését gátolja a saját csillagszél visszajelzéseik a növekedés késői szakaszaiban, és minden nagy O vagy B osztályú csillag gyorsabban eltávolítja a maradék kötetlen gázt, mint alacsony fémértékük.

Ez a fémségi hatás valószínűleg a „sugárzási vonalgyorsulás” eredménye, amely a fémeknek a sugárzás energiaszintjeinek széles spektrumán keresztül történő abszorpciós képességéből fakad, vagyis a fémek sokkal több sugárzáselnyelési vonalat mutatnak, mint a hidrogén önmagában. . A sugárzás ion általi abszorpciója azt jelenti, hogy a foton lendületének egy részét átadják az ionnak, olyan mértékben, hogy az ilyen ionok csillagszélként fújják ki a csillagot. A fémek azon képessége, hogy több sugárzási energiát képesek elnyelni, mint amennyit a hidrogén képes, azt jelenti, hogy mindig nagyobb szélszívást kell elérnie (azaz több ion fúj ki) a magas fémcsillagoktól.

További irodalom:
Dib et al. A galaktikus csillagképződés törvényeinek félelemtől való függése.