[/ pealdis]
Võtke pilv molekulaarset vesinikku, lisage turbulents ja saate tähe moodustada - see on seadus. Tähtede moodustumise efektiivsus (kui suured ja kui suure rahvastiku nad saavad) sõltub suuresti algse pilve tihedusest.
Galaktika või täheparve tasemel annab madal gaasi tihedus hõreda populatsiooni, mis koosneb üldiselt väikestest hämaratest tähtedest - kuigi kõrge gaasi tihedus peaks tekitama suurte, heledate tähtede asustustiheduse. Selle kõige kohaldamine on aga metallikuse põhiküsimus - see vähendab tähtede moodustumise tõhusust.
Esiteks on molekulaarse vesiniku (H2) ja tähtede moodustumise efektiivsust tuntakse Kennicutt-Schmidti seaduse järgi. Aatom vesinikku ei peeta tähe moodustumist toetavaks, kuna see on liiga kuum. Ainult siis, kui see jahtub, moodustades molekulaarse vesiniku, võib see hakata kokku kogunema - pärast seda võime eeldada, et tähtede moodustumine on võimalik. Muidugi loob see mõistatuse, kuidas esimesed tähed võisid moodustuda tihedamas ja kuumas ürgses universumis. Võib-olla mängis seal olulist rolli tume aine.
Sellegipoolest võib tänapäevases universumis seondumata gaas kergemini jahtuda molekulaarseks vesinikuks metallide olemasolu tõttu, mille on tähtedevahelisse keskkonda lisanud varasemad tähepopulatsioonid. Metallid, mis on mis tahes elemendid, mis on raskemad kui vesinik ja heelium, on võimelised neelama laiemat kiirgusenergia taset, jättes vesiniku vähem kokkupuutel kuumutamisega. Seega moodustab metallirikas gaasipilv suurema tõenäosusega molekulaarse vesiniku, mis sel juhul toetab tähe moodustumist.
Kuid see ei tähenda, et tähtede moodustumine oleks kaasaegses universumis tõhusam - ja see on jällegi metallide tõttu. Värskes artiklis tähtede moodustumise sõltuvusest metallisusest tehakse ettepanek, et tähtedest moodustuks klaster H-st2 klompides gaasipilves, moodustades esiteks tähelaadsed tuumad, mis tõmbavad raskusjõu kaudu rohkem ainet, kuni neist saavad tähed ja hakkavad siis tekkima tähetuul.
Varsti hakkab tähetuul andma tagasisidet, mis on vastu täiendava materjali sissetulekule. Kui tähetuule välimine tõuge saavutab ühtsuse sissepoole suunatud gravitatsioonilise tõmbega, lõpeb tähe edasine kasv - ja suuremad O- ja B-klassi tähed puhastavad klastri piirkonnast järelejäänud gaasi, nii et kogu tähe moodustumine on kustutatud.
Tärnide moodustumise efektiivsuse sõltuvus metallilisusest tuleneb metallisuse mõjust tähetuulele. Kõrgmetalltähtedel on alati tugevamad tuuled kui ükskõik millisel samaväärsel massil, kuid madalamatel metalltähtedel. Seega on suure metallisusega gaasipilvest moodustatud täheparvel - või isegi galaktikal - väiksema efektiivsusega tähtede moodustumine. Selle põhjuseks on see, et kõigi tähtede kasvu pärsib nende enda tähetuule tagasiside kasvu hilistes staadiumides ja kõik suured O- või B-klassi tähed puhastavad ülejäänud seondumata gaasi kiiremini kui nende madalad metalli ekvivalendid.
See metallilisuse efekt on tõenäoliselt kiirgusliini kiirenduse tulemus, mis tuleneb metallide võimest absorbeerida kiirgust mitmesugustel kiirgusenergia tasemetel - see tähendab, et metallides on palju rohkem kiirguse neeldumisjooni kui vesinikul üksi . Iooni kiirguse neeldumine tähendab seda, et ioonile eraldatakse osa footoni impulsi energiast sel määral, et sellised ioonid võivad tähe tuulena puhuda tähelt välja. Metallide võime neelata rohkem kiirgusenergiat kui vesinik võib tähendada, et kõrgetest metallitähtedest peaksite alati saama rohkem tuult (st rohkem ioone puhutud).
Lisalugemist:
Dib jt. Galaktiliste tähtede moodustamise seaduste sõltuvus metallilisusest.
