[/ paraksts]
Paņemiet molekulārā ūdeņraža mākoni, pielieciet nedaudz turbulences, un iegūstiet zvaigžņu veidošanos - tas ir likums. Zvaigžņu veidošanās efektivitāte (cik lieli un cik apdzīvoti viņi kļūst) lielā mērā ir sākotnējā mākoņa blīvuma funkcija.
Galaktikas vai zvaigžņu kopas līmenī zems gāzes blīvums nodrošinās nelielu, parasti mazu, blāvu zvaigžņu populāciju, savukārt lielam gāzes blīvumam vajadzētu būt blīvu lielo, košo zvaigžņu populācijai. Tomēr visa tā pārsniegšana ir metāliskuma galvenais jautājums, kas samazina zvaigžņu veidošanās efektivitāti.
Tātad, pirmkārt, ciešā saistība starp molekulārā ūdeņraža blīvumu (H2) un zvaigžņu veidošanās efektivitāte ir pazīstama kā Kennicutt-Schmidt likums. Tiek uzskatīts, ka atomu ūdeņradis nespēj atbalstīt zvaigžņu veidošanos, jo tas ir pārāk karsts. Tikai tad, kad tas atdziest, veidojot molekulāro ūdeņradi, tas var sākt sakļauties kopā - pēc tam mēs varam sagaidīt, ka zvaigžņu veidošanās kļūs iespējama. Protams, tas rada zināmu noslēpumu par to, kā blīvākā un karstākā pirmatnējā Visumā varētu būt izveidojušās pirmās zvaigznes. Varbūt tumšajai matērijai tur bija galvenā loma.
Neskatoties uz to, mūsdienu visumā nesaistītā gāze var vieglāk atdzist līdz molekulārajam ūdeņradim, pateicoties metālu klātbūtnei, ko iepriekšējām zvaigžņu populācijām ir pievienojušas starpzvaigžņu vide. Metāli, kas ir jebkuri elementi, kas ir smagāki par ūdeņradi un hēliju, spēj absorbēt plašāku radiācijas enerģijas līmeni, atstājot ūdeņradi mazāk pakļautu apkurei. Tādējādi ar metāliem bagāts gāzes mākonis, visticamāk, veidos molekulāro ūdeņradi, kas pēc tam, visticamāk, atbalsta zvaigžņu veidošanos.
Bet tas nenozīmē, ka zvaigžņu veidošanās ir efektīvāka mūsdienu Visumā - un tas atkal ir metālu dēļ. Nesenajā rakstā par zvaigžņu veidošanās atkarību no metaliskuma ir ierosināts, ka no H izveido zvaigžņu kopu2 saliekoties gāzes mākonī, vispirms veidojas zvaigžņu serdes, kuras caur gravitācijas spēku ievelk vairāk matērijas, līdz tās kļūst par zvaigznēm un tad sāk ražot zvaigžņu vēju.
Pēc neilga laika zvaigžņu vējš sāk radīt “atgriezenisko saiti”, neitralizējot papildu materiāla pieplūdi. Tiklīdz zvaigžņu vēja virziens uz āru panāk vienotību ar gravitācijas virzienu uz iekšu, turpmāka zvaigžņu augšana tiek pārtraukta - un lielākas O un B klases zvaigznes iztīra visu atlikušo gāzi no kopas reģiona tā, lai visu zvaigžņu veidošanos apdzēš.
Zvaigžņu veidošanās efektivitātes atkarība no metaliskuma rodas no metaliskuma ietekmes uz zvaigžņu vēju. Zvaigznēm ar augstu metālu vienmēr ir jaudīgāks vējš nekā jebkurai līdzvērtīgai masai, bet zemākām metāla zvaigznēm. Tādējādi zvaigžņu kopai vai pat galaktikai, kas veidojas no gāzes mākoņa ar augstu metāliskumu, zvaigžņu veidošanās būs zemāka. Tas notiek tāpēc, ka visu zvaigžņu augšanu kavē viņu pašu zvaigžņu vēja atgriezeniskā saite vēlīnās izaugsmes stadijās, un visas lielās O vai B klases zvaigznes ātrāk iztīrīs atlikušo nesaistīto gāzi nekā to zemo metālu ekvivalenti.
Šis metaliskuma efekts, visticamāk, ir “radiācijas līnijas paātrinājuma” rezultāts, kas rodas no metālu spējas absorbēt starojumu plašā starojuma enerģijas līmeņu diapazonā - tas ir, metāliem ir daudz vairāk starojuma absorbcijas līniju nekā ūdeņradim atsevišķi . Apstarojums ar jonu nozīmē, ka daļa fotona impulsa enerģijas tiek piešķirta jonam tādā mērā, ka šādus jonus var izpūst no zvaigznes kā zvaigžņu vēju. Metālu spēja absorbēt vairāk starojuma enerģijas nekā ūdeņradis var nozīmēt, ka no augstām metāla zvaigznēm jums vienmēr vajadzētu iegūt vairāk vēja (t.i., vairāk jonu, kas izpūsti).
Papildu informācija:
Dib et al. Galaktisko zvaigžņu veidošanās likumu atkarība no metaliskuma.
