[/ chú thích]
Lấy một đám mây hydro phân tử thêm một chút nhiễu loạn và bạn có được sự hình thành sao - đó là luật pháp. Hiệu quả của sự hình thành sao (lớn và mức độ đông dân chúng nhận được) phần lớn là một hàm của mật độ của đám mây ban đầu.
Ở cấp độ thiên hà hoặc cụm sao, mật độ khí thấp sẽ mang đến một quần thể thưa thớt gồm các ngôi sao nhỏ, mờ - trong khi mật độ khí cao sẽ dẫn đến một quần thể dày đặc gồm các ngôi sao lớn, sáng. Tuy nhiên, vượt qua tất cả điều này là vấn đề chính của kim loại - hoạt động để giảm hiệu quả hình thành sao.
Vì vậy, trước tiên, mối quan hệ mạnh mẽ giữa mật độ hydro phân tử (H2) và hiệu quả hình thành sao được gọi là Luật Kennicutt-Schmidt. Hydro nguyên tử không được coi là có thể hỗ trợ sự hình thành sao, vì nó quá nóng. Chỉ khi nó nguội đi để tạo thành hydro phân tử, nó mới có thể bắt đầu kết tụ lại với nhau - sau đó chúng ta có thể mong đợi sự hình thành sao trở nên khả thi. Tất nhiên, điều này tạo ra một số bí ẩn về cách các ngôi sao đầu tiên có thể đã hình thành trong một vũ trụ nguyên thủy dày đặc và nóng hơn. Có lẽ vật chất tối đóng một vai trò quan trọng ở đó.
Tuy nhiên, trong vũ trụ hiện đại, khí không liên kết có thể dễ dàng hạ nhiệt thành hydro phân tử do sự hiện diện của kim loại, đã được thêm vào môi trường liên sao bởi các quần thể sao trước đó. Kim loại, là bất kỳ nguyên tố nào nặng hơn hydro và heli, có thể hấp thụ một phạm vi mức năng lượng bức xạ rộng hơn, khiến hydro ít tiếp xúc với nhiệt. Do đó, một đám mây khí giàu kim loại có nhiều khả năng hình thành hydro phân tử, sau đó có nhiều khả năng hỗ trợ sự hình thành sao.
Nhưng điều này không có nghĩa là sự hình thành sao hiệu quả hơn trong vũ trụ hiện đại - và một lần nữa điều này là do kim loại. Một bài báo gần đây về sự phụ thuộc của sự hình thành sao vào tính kim loại cho thấy một cụm sao phát triển từ H2 đóng cục trong một đám mây khí, đầu tiên hình thành các lõi sao sẽ thu hút nhiều vật chất hơn thông qua trọng lực, cho đến khi chúng trở thành các ngôi sao và sau đó bắt đầu tạo ra gió sao.
Chẳng bao lâu, cơn gió sao bắt đầu tạo ra ‘thông tin phản hồi, chống lại sự bất ổn của vật liệu xa hơn. Một khi gió đẩy ra ngoài đạt được sự thống nhất với lực hấp dẫn hướng vào trong, sự tăng trưởng của sao tiếp tục chấm dứt - và các ngôi sao hạng O và B lớn hơn sẽ loại bỏ bất kỳ khí nào còn lại từ khu vực cụm sao cho tất cả sự hình thành sao bị dập tắt.
Sự phụ thuộc của hiệu quả hình thành sao vào tính kim loại phát sinh từ tác động của tính kim loại đối với gió sao. Các ngôi sao kim loại cao luôn có sức gió mạnh hơn bất kỳ khối lượng tương đương nào, nhưng các ngôi sao kim loại thấp hơn. Do đó, một cụm sao - hoặc thậm chí là một thiên hà - được hình thành từ một đám mây khí có tính kim loại cao, sẽ có sự hình thành sao hiệu quả thấp hơn. Điều này là do tất cả các ngôi sao Tăng trưởng bị ức chế bởi phản hồi gió của chính chúng trong giai đoạn tăng trưởng muộn và bất kỳ ngôi sao hạng O hoặc B lớn nào cũng sẽ loại bỏ mọi khí không liên kết còn lại nhanh hơn so với các kim loại thấp tương đương.
Hiệu ứng kim loại này có thể là sản phẩm của 'gia tốc dòng bức xạ', phát sinh từ khả năng kim loại hấp thụ bức xạ qua một loạt các mức năng lượng bức xạ - nghĩa là, kim loại có nhiều đường hấp thụ bức xạ hơn hydro. . Sự hấp thụ bức xạ của một ion có nghĩa là một phần năng lượng động lượng của một photon được truyền tới ion, đến mức các ion đó có thể bị thổi ra khỏi ngôi sao dưới dạng gió sao. Khả năng kim loại hấp thụ nhiều năng lượng bức xạ hơn hydro, có nghĩa là bạn phải luôn nhận được nhiều gió hơn (tức là nhiều ion thổi ra) từ các ngôi sao kim loại cao.
Đọc thêm:
Dib et al. Sự phụ thuộc của các định luật hình thành sao thiên hà về tính kim loại.
