[/ Başlık]
Bir moleküler hidrojen bulutu alın ve biraz türbülans ekleyin ve yıldız oluşumunu elde edin - yasa budur. Yıldız oluşumunun verimliliği (ne kadar büyük ve ne kadar kalabalık olduklarını) büyük ölçüde ilk bulutun yoğunluğunun bir fonksiyonudur.
Galaktik veya yıldız kümesi düzeyinde, düşük gaz yoğunluğu, genellikle küçük, loş yıldızların seyrek bir popülasyonunu sunarken - yüksek bir gaz yoğunluğu, yoğun, büyük, parlak yıldız popülasyonuna yol açmalıdır. Bununla birlikte, tüm bunların üstesinden gelmek, yıldız oluşum verimliliğini azaltmak için hareket eden metalikliğin ana konusudur.
İlk olarak, moleküler hidrojenin yoğunluğu (H2) ve yıldız oluşum verimliliği Kennicutt-Schmidt Yasası olarak bilinir. Atomik hidrojenin çok sıcak olduğu için yıldız oluşumunu destekleyebileceği düşünülmemektedir. Sadece moleküler hidrojen oluşturmak için soğuduğunda birlikte toplanmaya başlayabilir - bundan sonra yıldız oluşumunun mümkün olmasını bekleyebiliriz. Tabii ki, bu ilk yıldızların daha yoğun ve daha sıcak bir ilkel evrende nasıl oluşabileceği hakkında bir gizem yaratır. Belki de karanlık madde orada kilit bir rol oynamıştır.
Bununla birlikte, modern evrende, bağlanmamış gaz, yıldızlararası ortama önceki yıldız popülasyonları tarafından eklenen metallerin varlığı nedeniyle moleküler hidrojene daha kolay soğuyabilir. Hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler olan metaller, hidrojeni ısınmaya daha az maruz bırakarak daha geniş bir radyasyon enerji seviyesi yelpazesi emebilir. Bu nedenle, metal açısından zengin bir gaz bulutunun moleküler hidrojen oluşturma olasılığı daha yüksektir, bu daha sonra yıldız oluşumunu destekleme olasılığı daha yüksektir.
Ancak bu, modern evrende yıldız oluşumunun daha verimli olduğu anlamına gelmez - ve bu da metallerden kaynaklanmaktadır. Yıldız oluşumunun metalikliğe bağımlılığı hakkında yeni bir makale, H'den bir yıldız kümesinin geliştiğini öne sürüyor2 Bir gaz bulutu içinde topaklanma, önce yıldız haline gelene kadar yerçekimi yoluyla daha fazla madde çeken prestijli çekirdekler oluşturur ve daha sonra yıldız rüzgarı üretmeye başlar.
Çok geçmeden, yıldız rüzgarı 'geri bildirim' üretmeye başlar ve daha fazla malzemenin akınına karşı koyar. Yıldız rüzgârının dışa doğru itilmesi, içeri doğru yerçekimi çekmesi ile birleşme sağladığında, daha fazla yıldız büyümesi durur ve daha büyük O ve B sınıfı yıldızlar, küme bölgesinden kalan gazı temizler, böylece tüm yıldız oluşumu söndürülür.
Yıldız oluşum veriminin metalikliğe bağımlılığı, metalikliğin yıldız rüzgarı üzerindeki etkisinden kaynaklanmaktadır. Yüksek metal yıldızların her zaman eşdeğer kütlelerden daha güçlü rüzgarları vardır, ancak daha düşük metal yıldızları. Bu nedenle, yüksek metalikliğe sahip bir gaz bulutundan oluşan bir yıldız kümesi - hatta bir galaksi - daha düşük verimli yıldız oluşumuna sahip olacaktır. Bunun nedeni, tüm yıldızların büyümesinin, büyümenin geç aşamalarında kendi yıldız rüzgar geri bildirimleri tarafından engellenmesi ve herhangi bir büyük O veya B sınıfı yıldızın, kalan herhangi bir gazın düşük metal eşdeğerlerinden daha hızlı bir şekilde temizlenmesidir.
Bu metalik etkinin, metallerin çok çeşitli radyasyon enerji seviyeleri boyunca radyasyonu emme yeteneğinden kaynaklanan 'radyasyon hattı hızlandırması' ürünü olması muhtemeldir - yani metaller, hidrojenin tek başına olduğundan daha fazla radyasyon emme hattı sunar. . Radyasyonun bir iyon tarafından emilmesi, bir fotonun momentum enerjisinin bir kısmının iyona, bu tür iyonların yıldız rüzgarı olarak yıldızdan dışarı üflenebileceği ölçüde verildiği anlamına gelir. Metallerin hidrojenden daha fazla radyasyon enerjisi emebilmesi, yüksek metal yıldızlarından her zaman daha fazla rüzgar (yani daha fazla iyon üflenir) almanız gerektiği anlamına gelir.
Daha fazla okuma:
Dib ve diğ. Galaktik Yıldız Oluşumu Kanunlarının Metalikliğe Bağımlılığı.
