[/rubrik]

Ta ett moln av molekylärt väte, lägg till lite turbulens och du får stjärnbildning - det är lagen. Stjärnbildningens effektivitet (hur stor och befolkad de blir) är till stor del en funktion av det ursprungliga molnets täthet.

Vid en galaktisk nivå eller stjärnklusternivå kommer en låg gastäthet att ge en gles befolkning av generellt små, dimma stjärnor - medan en hög gastäthet borde resultera i en tät befolkning av stora, ljusa stjärnor. Men överliggande allt detta är nyckelfrågan om metallicitet - vilket syftar till att minska stjärnbildningseffektiviteten.

Så för det första, det starka förhållandet mellan densiteten för molekylärt väte (H2) och stjärnbildningseffektivitet är känd som Kennicutt-Schmidt-lagen. Atomväte anses inte kunna stödja stjärnbildning, eftersom det är för varmt. Först när det svalnar för att bilda molekylärt väte kan det börja klumpa sig ihop - varefter vi kan förvänta oss att stjärnbildningen blir möjlig. Naturligtvis skapar detta lite mysterium om hur de första stjärnorna kan ha bildats i ett tätare och varmare uruniversum. Kanske spelade mörk materia en nyckelroll där.

I det moderna universum kan emellertid obundet gas lättare svalna till molekylärt väte på grund av närvaron av metaller, som har tillförts det interstellära mediet av tidigare stjärnor av stjärnor. Metaller, som är alla element som är tyngre än väte och helium, kan absorbera ett bredare intervall av strålenerginivåer, vilket gör att väte blir mindre utsatt för uppvärmning. Därför är det mer benägna att ett metallrikt gasmoln bildar molekylärt väte, vilket då är mer benägna att stödja stjärnbildning.

Men detta betyder inte att stjärnbildningen är effektivare i det moderna universum - och återigen beror detta på metaller. Ett nyligen uppsats om stjärnbildningens beroende av metallicitet föreslår att ett kluster av stjärnor utvecklas från H2 klumpa sig in i ett gasmoln, bildar först prestellarkärnor som drar in mer materia via tyngdkraften, tills de blir stjärnor och sedan börjar producera stjärnvind.

Inte länge börjar den stjärnvinden generera "feedback", vilket motverkar infall av ytterligare material. När den utåtgående tryckningen av stjärnvinden uppnår enhet med den inåtgående tyngdkraften, upphör ytterligare stjärntillväxt - och större O- och B-klassstjärnor rensar bort eventuell kvarvarande gas från klusterregionen, så att all stjärnbildning släckes.

Beroendet av stjärnbildningseffektivitet på metallicitet uppstår från effekten av metallicitet på stjärnvinden. Högmetallstjärnor har alltid kraftigare vindar än någon motsvarande massa, men lägre metallstjärnor. Således kommer ett stjärnkluster - eller till och med en galax - som bildas av ett gasmoln med hög metallicitet, att ha lägre effektivitetsstjärnbildning. Detta beror på att alla stjärns tillväxt hämmas av deras egna stellaråterkoppling i sena tillväxtstadier och alla stora O- eller B-klassstjärnor kommer att rensa bort eventuella kvarvarande obundet gas snabbare än deras låga metallekvivalenter.

Denna metallicitetseffekt kommer sannolikt att vara produkten av "strålningslinjeacceleration", som härrör från förmågan hos metaller att absorbera strålning över ett brett spektrum av strålenerginivåer - det vill säga metaller har många fler strålabsorptionslinjer än väte har på egen hand . Absorptionen av strålning med en jon innebär att en del av en fotons momentenergi överförs till jonen, i den utsträckning att sådana joner kan blåsa ut ur stjärnan som stjärnvind. Metallens förmåga att ta upp mer strålningsenergi än väte kan innebära att du alltid måste få mer vind (dvs fler joner som blåses ut) från högmetallstjärnor.

Vidare läsning:
Dib et al. Beroendet av de galaktiska stjärnbildningslagarna om metallicitet.