[/ kapsyen]
Ambil awan hidrogen molekul menambah pergolakan dan anda mendapat pembentukan bintang - itulah undang-undang. Kecekapan pembentukan bintang (seberapa besar dan seberapa besar jumlahnya) sebahagian besarnya adalah fungsi kepadatan awan awal.
Pada tahap kelompok galaksi atau bintang, ketumpatan gas yang rendah akan memberikan populasi yang jarang pada bintang yang kecil dan malap - sementara ketumpatan gas yang tinggi akan menghasilkan populasi bintang yang besar dan terang. Walau bagaimanapun, mengatasi semua ini adalah masalah utama logam - yang bertindak untuk mengurangkan kecekapan pembentukan bintang.
Jadi pertama, hubungan yang kuat antara ketumpatan hidrogen molekul (H2dan kecekapan pembentukan bintang dikenali sebagai Undang-undang Kennicutt-Schmidt. Hidrogen atom tidak dianggap dapat menyokong pembentukan bintang, kerana terlalu panas. Hanya apabila ia sejuk untuk membentuk hidrogen molekul, ia dapat berkumpul bersama - selepas itu kita dapat menjangka pembentukan bintang menjadi mungkin. Sudah tentu, ini menimbulkan beberapa misteri mengenai bagaimana bintang-bintang pertama mungkin terbentuk di alam semesta purba yang lebih padat dan panas. Mungkin perkara gelap memainkan peranan penting di sana.
Walaupun demikian, di alam semesta moden, gas yang tidak terikat dapat dengan cepat menyejukkan hidrogen molekul kerana adanya logam, yang telah ditambahkan ke medium antar bintang oleh populasi bintang sebelumnya. Logam, yang mana unsurnya lebih berat daripada hidrogen dan helium, mampu menyerap tahap tenaga radiasi yang lebih luas, menjadikan hidrogen kurang terdedah kepada pemanasan. Oleh itu, awan gas yang kaya dengan logam cenderung membentuk hidrogen molekul, yang kemudian cenderung menyokong pembentukan bintang.
Tetapi ini tidak bermaksud bahawa pembentukan bintang lebih cekap di alam semesta moden - dan sekali lagi ini disebabkan oleh logam. Makalah terbaru mengenai pergantungan pembentukan bintang pada logam menunjukkan bahawa sekumpulan bintang berkembang dari H2 berkumpul di dalam awan gas, pertama-tama membentuk inti bintang yang menarik lebih banyak bahan melalui graviti, sehingga mereka menjadi bintang dan kemudian mula menghasilkan angin bintang.
Tidak lama kemudian, angin bintang mula menghasilkan 'maklum balas', mengatasi kemasukan bahan selanjutnya. Setelah dorongan keluar angin bintang mencapai kesatuan dengan tarikan graviti ke dalam, pertumbuhan bintang akan berhenti - dan bintang kelas O dan B yang lebih besar membersihkan sebarang baki gas dari kawasan gugusan, sehingga semua pembentukan bintang dipadamkan.
Ketergantungan kecekapan pembentukan bintang pada logam adalah berpunca daripada pengaruh logam pada angin bintang. Bintang logam tinggi selalu mempunyai angin yang lebih kuat daripada jisim yang setara, tetapi bintang logam yang lebih rendah. Oleh itu, gugus bintang - atau bahkan galaksi - yang terbentuk dari awan gas dengan logam yang tinggi, akan mempunyai pembentukan bintang dengan kecekapan yang lebih rendah. Ini kerana pertumbuhan semua bintang dihambat oleh maklum balas angin bintang mereka sendiri pada peringkat pertumbuhan akhir dan mana-mana bintang kelas O atau B yang besar akan membersihkan sebarang baki gas yang tidak terikat dengan lebih cepat daripada setara logam rendah mereka.
Kesan logam ini mungkin merupakan hasil dari 'pecutan garis radiasi', yang berpunca daripada kemampuan logam untuk menyerap sinaran merentasi pelbagai tahap tenaga radiasi - iaitu, logam mempunyai lebih banyak garis penyerapan radiasi daripada hidrogen sendiri . Penyerapan sinaran oleh ion bermaksud bahawa sebahagian tenaga momentum foton disampaikan kepada ion, sehingga ion-ion tersebut dapat ditiup keluar dari bintang sebagai angin bintang. Keupayaan logam untuk menyerap lebih banyak tenaga radiasi daripada hidrogen boleh, bermakna anda harus selalu mendapat lebih banyak angin (iaitu lebih banyak ion yang dihembus) dari bintang logam tinggi.
Bacaan lanjut:
Dib et al. Ketergantungan Undang-Undang Pembentukan Bintang Galaksi pada Logam.
