[/onderschrift]

Neem een ​​wolk moleculaire waterstof, voeg wat turbulentie toe en je krijgt stervorming - dat is de wet. De efficiëntie van stervorming (hoe groot en hoe dicht ze worden) is grotendeels een functie van de dichtheid van de initiële wolk.

Op galactisch of stercluster niveau zal een lage gasdichtheid een schaarse populatie van over het algemeen kleine, zwakke sterren opleveren - terwijl een hoge gasdichtheid zou moeten resulteren in een dichte populatie van grote, heldere sterren. Het is echter het belangrijkste probleem van metalliciteit - dat de efficiëntie van stervorming vermindert.

Dus ten eerste de sterke relatie tussen de dichtheid van moleculaire waterstof (H2) en de efficiëntie van stervorming staat bekend als de Kennicutt-Schmidt-wet. Atomaire waterstof wordt niet geacht de stervorming te kunnen ondersteunen, omdat het te heet is. Pas wanneer het afkoelt om moleculaire waterstof te vormen, kan het gaan samenklonteren - waarna we kunnen verwachten dat stervorming mogelijk wordt. Dit creëert natuurlijk enig mysterie over hoe de eerste sterren zouden kunnen zijn gevormd in een dichter en heter oeruniversum. Misschien speelde donkere materie daar een sleutelrol.

Niettemin kan in het moderne universum ongebonden gas gemakkelijker afkoelen tot moleculaire waterstof door de aanwezigheid van metalen, die door eerdere populaties van sterren aan het interstellaire medium zijn toegevoegd. Metalen, die elementen zijn die zwaarder zijn dan waterstof en helium, kunnen een breder scala aan stralingsenergieniveaus absorberen, waardoor waterstof minder wordt blootgesteld aan verwarming. Daarom is het waarschijnlijker dat een metaalrijke gaswolk moleculaire waterstof vormt, die vervolgens de stervorming ondersteunt.

Maar dit betekent niet dat stervorming efficiënter is in het moderne universum - en ook dit komt door metalen. Een recent artikel over de afhankelijkheid van stervorming van metalliciteit stelt dat een cluster van sterren zich ontwikkelt vanaf H2 samenklonterend in een gaswolk, eerst prestellaire kernen vormend die via de zwaartekracht meer materie opnemen, totdat ze sterren worden en dan stellaire wind gaan produceren.

Het duurt niet lang of de stellaire wind begint ‘feedback’ te genereren, wat de inval van verder materiaal tegengaat. Zodra de uitwendige stuwkracht de eenheid met de inwaartse zwaartekracht bereikt, houdt de verdere stergroei op - en verwijderen grotere O- en B-klasse sterren het resterende gas uit het clustergebied, zodat alle stervorming wordt geblust.

De afhankelijkheid van de efficiëntie van stervorming van metalliciteit komt voort uit het effect van metalliciteit op stellaire wind. Hoge metalen sterren hebben altijd krachtigere winden dan gelijkwaardige massa, maar lagere metalen sterren. Zo zal een stercluster - of zelfs een melkwegstelsel - gevormd uit een gaswolk met een hoge metalliciteit, stervorming met een lager rendement hebben. Dit komt omdat de groei van alle sterren wordt geremd door hun eigen stellaire windfeedback in late groeifasen en alle grote sterren uit de O- of B-klasse zullen het resterende ongebonden gas sneller opruimen dan hun lage metaalequivalenten.

Dit metalliteitseffect is waarschijnlijk het product van 'stralingslijnversnelling', voortkomend uit het vermogen van metalen om straling te absorberen over een breed scala van stralingsenergieniveaus - dat wil zeggen, metalen hebben veel meer stralingsabsorptielijnen dan waterstof alleen . De absorptie van straling door een ion betekent dat een deel van de impulsenergie van een foton aan het ion wordt doorgegeven, in die mate dat dergelijke ionen als een stellaire wind uit de ster kunnen worden geblazen. Het vermogen van metalen om meer stralingsenergie te absorberen dan waterstof kan, betekent dat je altijd meer wind (dat wil zeggen meer ionen uitgeblazen) moet krijgen van hoge metalen sterren.

Verder lezen:
Dib et al. De afhankelijkheid van de wetten van de galactische stervorming over de metalliciteit.