[/ antraštė]
Paimkite molekulinio vandenilio debesį, pridėkite šiek tiek turbulencijos ir gausite žvaigždes - toks įstatymas. Žvaigždžių susidarymo efektyvumas (koks didelis ir koks gyventojų skaičius jie būna) daugiausia priklauso nuo pradinio debesies tankio.
Galaktikos ar žvaigždžių spiečiaus lygyje mažas dujų tankis sudarys mažai mažų, silpnų žvaigždžių populiaciją, o didelis dujų tankis turėtų sudaryti didelių, ryškių žvaigždžių populiaciją. Tačiau visa tai peržengiant yra svarbiausia metalizmo problema, kuri sumažina žvaigždžių formavimo efektyvumą.
Taigi, pirma, stiprus ryšys tarp molekulinio vandenilio (H2) ir žvaigždžių formavimo efektyvumas yra žinomas kaip Kennicutt-Schmidt įstatymas. Manoma, kad atominis vandenilis negali palaikyti žvaigždžių formavimosi, nes jis yra per karštas. Tik tada, kai jis atvės, kad susidarytų molekulinis vandenilis, jis gali pradėti kauptis kartu - po to galime tikėtis, kad žvaigždės gali susidaryti. Žinoma, tai sukuria tam tikrą paslaptį, kaip tankesnėje ir karštesnėje pirmykštėje visatoje galėjo susidaryti pirmosios žvaigždės. Galbūt tamsiąją medžiagą ten vaidino pagrindinis vaidmuo.
Nepaisant to, šiuolaikinėje visatoje nesusietos dujos gali lengviau atvėsti iki molekulinio vandenilio, nes jame yra metalų, kuriuos tarpžvaigždinėje terpėje pridėjo ankstesnės žvaigždžių populiacijos. Metalai, kurie yra bet kurie elementai, sunkesni už vandenilį ir helį, sugeba absorbuoti įvairesnius radiacijos energijos lygius, todėl vandenilis mažiau kaitinamas. Taigi dujų metalas, kuriame gausu metalų, sudaro molekulinį vandenilį, kuris vėliau palaiko žvaigždžių formavimąsi.
Bet tai nereiškia, kad žvaigždės formavimas yra efektyvesnis šiuolaikinėje visatoje - ir tai vėlgi dėl metalų. Neseniai paskelbtame dokumente apie žvaigždžių susidarymo priklausomybę nuo metališkumo siūloma, kad žvaigždžių spiečius susidarytų iš H2 susikaupę dujų debesyje, pirmiausia suformuodami žvaigždyno branduolius, kurie per gravitaciją patraukia daugiau materijos, kol tampa žvaigždėmis, o tada pradeda gaminti žvaigždžių vėją.
Neilgai trukus žvaigždžių vėjas pradeda generuoti grįžtamąjį ryšį, atremdamas tolesnės medžiagos patekimą. Kai išorinis žvaigždžių vėjo stūmimas įgyja vienovę su gravitacine jėga į vidų, tolimesnis žvaigždžių augimas nutrūksta - ir didesnės O ir B klasės žvaigždės pašalina visas likusias dujas iš klasterio srities, kad visos žvaigždžių formacijos būtų užgesintos.
Žvaigždžių formavimo efektyvumo priklausomybė nuo metališkumo atsiranda dėl metalizmo įtakos žvaigždžių vėjui. Aukštų metalų žvaigždės visada turi galingesnį vėją nei bet kurios lygiavertės masės, tačiau žemesnės metalo žvaigždės. Taigi žvaigždžių spiečius - ar net galaktika - suformuotas iš dujų metalo debesies, turinčio didelį metališkumą, turės mažesnį efektyvumą. Taip yra todėl, kad vėlesniuose augimo tarpsniuose visų žvaigždžių augimą slopina jų pačių žvaigždžių vėjas, o visos didelės O ar B klasės žvaigždės greičiau pašalins visas likusias nesusietas dujas nei jų žemo metalo ekvivalentai.
Šis metališkumo efektas greičiausiai yra „spinduliuotės linijos pagreičio“ rezultatas, atsirandantis dėl metalų gebėjimo absorbuoti radiaciją esant įvairiausiems radiacijos energijos lygiams - tai yra, metalai turi daug daugiau radiacijos sugėrimo linijų, nei atskirai vandenilis. . Jonų spinduliuotės sugertis reiškia, kad jonui perduodama tam tikra fotono impulsų energija tiek, kad tokie jonai gali būti išpūsti iš žvaigždės kaip žvaigždžių vėjas. Metalų gebėjimas absorbuoti daugiau radiacijos energijos, nei gali vandenilis, reiškia, kad visada turėtumėte daugiau vėjo (t. Y. Išpūsti daugiau jonų) iš aukštų metalo žvaigždžių.
Papildoma literatūra:
Dib et al. Galaktikos žvaigždžių formavimo įstatymų priklausomybė nuo metališkumo.
