[/titulek]

Vezměte si oblak molekulárního vodíku a přidejte trochu turbulence a získáte hvězdnou formaci - to je zákon. Efektivita formování hvězd (jak velká a hustá) se do značné míry řídí hustotou počátečního cloudu.

Na úrovni galaktických hvězd nebo hvězdokupů bude nízká hustota plynu poskytovat řídkou populaci obecně malých, matných hvězd - zatímco vysoká hustota plynu by měla vést k husté populaci velkých jasných hvězd. Překrývání toho všeho je však klíčovou otázkou metality - která působí na snížení účinnosti tvorby hvězd.

Za prvé, silný vztah mezi hustotou molekulárního vodíku (H2) a účinnost tvorby hvězd je známá jako Kennicutt-Schmidtův zákon. Atomový vodík není považován za schopný podporovat tvorbu hvězd, protože je příliš horký. Teprve když se zchladne na molekulární vodík, může se zhlukovat - poté můžeme očekávat, že bude možná tvorba hvězd. To samozřejmě vytváří nějaké tajemství o tom, jak se první hvězdy mohly utvořit v hustším a žhavějším pravěkém vesmíru. Klíčovou roli zde možná hrála temná hmota.

V moderním vesmíru se však nevázaný plyn může snadněji ochladit na molekulární vodík díky přítomnosti kovů, které byly přidány do mezihvězdného média předchozí populací hvězd. Kovy, které jsou jakýmkoli prvkem těžším než vodík a helium, jsou schopny absorbovat širší škálu úrovní radiační energie a vodík tak zůstávají méně vystaveny ohřevu. Z tohoto důvodu je plynový oblak bohatý na kov s větší pravděpodobností vytvářen molekulární vodík, který pak pravděpodobně podporuje tvorbu hvězd.

To však neznamená, že tvorba hvězd je v moderním vesmíru účinnější - a to opět kvůli kovům. Nedávný článek o závislosti formace hvězd na metalicitě navrhuje, že se z H vyvine shluk hvězd2 shlukují se v oblaku plynu, nejprve vytvářejí předběžná jádra, která přitahují více hmoty gravitací, dokud se nestanou hvězdami a poté nezačnou vytvářet hvězdný vítr.

Netrvalo dlouho a hvězdný vítr začne generovat „zpětnou vazbu“, která brání přílivu dalšího materiálu. Jakmile vnější tlak hvězdného větru dosáhne jednoty s dovnitř gravitačním tahem, další růst hvězd se zastaví - a větší hvězdy třídy O a B vyčistí veškerý zbývající plyn z oblasti klastru, takže se utlumí veškerá tvorba hvězd.

Závislost účinnosti tvorby hvězd na metalicitě vyplývá z vlivu metalicity na hvězdný vítr. Hvězdy s vysokým kovem mají vždy silnější větry než jakákoli ekvivalentní hmota, ale hvězdy s nižším kovem. Hvězdokupa - nebo dokonce galaxie - vytvořená z oblaku plynu s vysokou metalicitou, tak bude mít nižší účinnost tvorby hvězd. Důvodem je, že růst všech hvězd je inhibován jejich vlastní hvězdnou zpětnou vazbou větru v pozdních stádiích růstu a jakékoli velké hvězdy třídy O nebo B vymaže zbývající nevázaný plyn rychleji než jejich ekvivalenty s nízkými kovy.

Tento kovový efekt bude pravděpodobně výsledkem „zrychlení radiační čáry“, které vyplývá ze schopnosti kovů absorbovat záření napříč širokým rozsahem úrovní radiační energie - to znamená, že kovy představují mnohem více linií absorpce záření než samotný vodík . Absorpce záření iontem znamená, že část energie hybnosti fotonu je propůjčena iontu do té míry, že takové ionty mohou být vyfukovány z hvězdy jako hvězdný vítr. Schopnost kovů absorbovat více radiační energie než vodík může znamenat, že byste měli vždy dostat více větru (tj. Více vyhořelých iontů) z vysokých kovových hvězd.

Další čtení:
Dib a kol. Závislost zákonů o formování hvězd na metalicitě.