[/ Подпись]

Возьмите облако молекулярного водорода, добавьте турбулентности, и вы получите звездообразование - это закон. Эффективность звездообразования (насколько они велики и насколько многочисленны) в значительной степени зависит от плотности исходного облака.

На уровне галактического или звездного скопления низкая плотность газа будет давать редкую популяцию, как правило, маленьких тусклых звезд, в то время как высокая плотность газа должна приводить к плотной популяции больших ярких звезд. Однако в основе всего этого лежит ключевая проблема металличности, которая снижает эффективность звездообразования.

Итак, во-первых, сильная связь между плотностью молекулярного водорода (H2) и эффективность звездообразования известна как закон Кенникута-Шмидта. Считается, что атомарный водород не способен поддерживать образование звезд, потому что он слишком горячий. Только когда он остынет с образованием молекулярного водорода, он может начать собираться вместе - после чего мы можем ожидать, что станет возможным образование звезд. Конечно, это создает некоторую загадку о том, как первые звезды могли образоваться в более плотной и горячей первозданной вселенной. Возможно, темная материя сыграла здесь ключевую роль.

Тем не менее, в современной вселенной несвязанный газ может легче охладиться до молекулярного водорода из-за присутствия металлов, которые были добавлены в межзвездную среду предыдущими популяциями звезд. Металлы, которые представляют собой любые элементы, более тяжелые, чем водород и гелий, способны поглощать более широкий диапазон уровней энергии излучения, оставляя водород менее подверженным нагреву. Следовательно, богатое металлом газовое облако с большей вероятностью будет образовывать молекулярный водород, который, скорее всего, будет поддерживать образование звезд.

Но это не значит, что звездообразование более эффективно в современной вселенной - и опять же это из-за металлов. В недавней статье о зависимости звездообразования от металличности предлагается, чтобы скопление звезд развивалось из H2 сгущаясь в газовом облаке, сначала образуя предзвездные ядра, которые притягивают больше вещества под действием силы тяжести, пока не превратятся в звезды, а затем начнут производить звездный ветер.

Вскоре звездный ветер начинает генерировать «обратную связь», противодействуя падению дополнительного материала. Как только внешний поток звездного ветра достигает единства с внутренним гравитационным притяжением, дальнейший рост звезд прекращается - и более крупные звезды классов O и B очищают любой оставшийся газ из области скопления, так что все звездообразование гасится.

Зависимость эффективности звездообразования от металличности обусловлена ​​влиянием металличности на звездный ветер. Звезды высоких металлов всегда имеют более сильный ветер, чем любая эквивалентная масса, но звезды более низких металлов. Таким образом, звездное скопление - или даже галактика - сформированное из газового облака с высокой металличностью, будет иметь более низкую эффективность звездообразования. Это связано с тем, что на всех поздних стадиях роста рост всех звезд сдерживается их собственной обратной связью звездного ветра, и любые крупные звезды класса O или B будут быстрее удалять все оставшиеся несвязанные газы, чем их низкие эквиваленты металлов.

Этот эффект металличности, вероятно, является продуктом «ускорения излучательной линии», возникающего из-за способности металлов поглощать излучение в широком диапазоне уровней энергии излучения, то есть металлы имеют гораздо больше линий поглощения излучения, чем водород сам по себе. , Поглощение излучения ионом означает, что часть энергии импульса фотона передается иону до такой степени, что такие ионы могут вылетать из звезды в виде звездного ветра. Способность металлов поглощать больше энергии излучения, чем может водород, означает, что вы всегда должны получать больше ветра (то есть больше выбрасываемых ионов) от звезд с высокими металлами.

Дальнейшее чтение:
Dib et al. Зависимость законов галактического звездообразования от металличности.