[/ Kuvateksti]

Ota molekyylivetypilvi, lisää turbulenssia ja saat tähtiä - se on laki. Tähtien muodostumisen tehokkuus (kuinka suuret ja kuinka väestölliset he saavat) on suurelta osin riippuvainen alkuperäisen pilven tiheydestä.

Galaktisen tai tähtiklusterin tasolla matala kaasutiheys tuottaa harvaan populaation, jossa on yleensä pieniä, himmeitä tähtiä - kun taas korkean kaasutiheyden pitäisi johtaa tiheiden populaatioiden suuriin, kirkkaisiin tähtiin. Kaiken tämän päällekkäisyys on kuitenkin metallisuuden avainkysymys - joka vähentää tähtien muodostumisen tehokkuutta.

Joten ensinnäkin vahva suhde molekyylin vetytiheyden (H2) ja tähtimuodostustehokkuus tunnetaan Kennicutt-Schmidt-lakina. Atomivetyn ei katsota kykenevän tukemaan tähtien muodostumista, koska se on liian kuuma. Vasta kun se jäähtyy muodostaen molekyylin vedyn, se voi alkaa rypistyä yhteen - minkä jälkeen voimme odottaa, että tähdet muodostuvat mahdollisiksi. Tietenkin tämä luo jonkin verran salaperäisyyttä siitä, kuinka ensimmäiset tähdet ovat saattaneet muodostua tiheämmässä ja kuumemmassa alkuuniversumissa. Ehkä tummalla aineella oli keskeinen rooli siellä.

Siitä huolimatta, nykyaikaisessa maailmankaikkeudessa sitoutumaton kaasu voi jäähtyä helpommin molekyylivetyksi, koska läsnä on metalleja, joita aiemmat tähtipopulaatiot ovat lisänneet tähteiden väliseen väliaineeseen. Metallit, jotka ovat mitä tahansa vetyä ja heliumia raskaampia elementtejä, kykenevät absorboimaan laajemman säteilyenergian tason, jolloin vety altistuu vähemmän lämmitykseen. Siksi metallirikas kaasupilvi muodostaa todennäköisemmin molekyylin vedyn, joka sitten tukee todennäköisemmin tähtiä.

Mutta tämä ei tarkoita, että tähtien muodostuminen on tehokkaampaa nykymaailmassa - ja tämä johtuu taas metalleista. Äskettäisessä artikkelissa, joka käsittelee tähtien muodostumisen riippuvuutta metallisuudesta, ehdotetaan, että tähtiryhmä kehittyy H: sta2 rypistyvät kaasupilvään, muodostaen ensin esiteltyjä ytimiä, jotka vetävät enemmän ainetta painovoiman kautta, kunnes niistä tulee tähtiä ja alkavat sitten tuottaa tähtituulia.

Ennen pitkää tähtituuli alkaa tuottaa ”palautetta” vastatakseen lisämateriaalien määrään. Kun tähtituulen ulospäin suuntautuva työntö on yhtenäinen sisäänpäin suuntautuvan gravitaation vetämisen kanssa, tähtien lisäkasvu loppuu - ja isommat O- ja B-luokan tähdet tyhjentävät jäljellä olevan kaasun klusterialueelta, niin että kaikki tähdet muodostuvat.

Tähtien muodostumisen tehokkuuden riippuvuus metallisuudesta johtuu metallisuuden vaikutuksesta tähtituuleen. Korkean metallin tähdellä on aina voimakkaammat tuulet kuin millään vastaavalla massalla, mutta matalammalla metallilla. Täten tähtiryhmällä - tai jopa galaksilla -, joka on muodostettu kaasupilvestä, jolla on korkea metallisuus, on alhaisempi hyötysuhteinen tähtimuodostus. Tämä johtuu siitä, että kaikkien tähtien kasvua estää niiden oma tähtituulen palaute myöhäisissä kasvuvaiheissa, ja suuret O- tai B-luokan tähdet puhdistavat jäljellä olevan sitoutumattoman kaasun nopeammin kuin niiden matalametalliekvivalentit.

Tämä metallisuusvaikutus on todennäköisesti ”säteilylinjan kiihtyvyyden” tuote, joka johtuu metallien kyvystä absorboida säteilyä laajalla säteilyenergian tason alueella - ts. Metalleissa on paljon enemmän säteilyn absorbointilinjoja kuin vedyllä yksinään . Ionin säteilyn absorptio tarkoittaa, että osa fotonin hetkellisenergiasta annetaan ionille siinä määrin, että tällaisia ​​ioneja voidaan puhalla tähdistä tähtituulena. Metallien kyky absorboida enemmän säteilyenergiaa kuin vety voi tarkoittaa, että korkeiden metallitähteiden tulee aina saada enemmän tuulta (ts. Enemmän ioneja puhalletaan).

Lisätietoja:
Dib et ai. Galaktisen tähden muodostumislakien riippuvuus metallisuudesta.