[/ caption]
Ambil awan hidrogen molekuler, tambahkan turbulensi dan Anda mendapatkan formasi bintang - itulah hukumnya. Efisiensi pembentukan bintang (seberapa besar dan seberapa padatnya bintang) sebagian besar merupakan fungsi dari kepadatan awan awal.
Pada tingkat gugus bintang atau galaksi, kerapatan gas yang rendah akan menghasilkan populasi yang jarang dari bintang kecil yang redup - sementara kerapatan gas yang tinggi akan menghasilkan populasi padat bintang besar dan terang. Namun, mengatasi semua ini adalah masalah utama dari logam - yang bertindak untuk mengurangi efisiensi pembentukan bintang.
Jadi pertama-tama, hubungan kuat antara densitas hidrogen molekuler (H2) dan efisiensi pembentukan bintang dikenal sebagai Hukum Kennicutt-Schmidt. Atom hidrogen tidak dianggap mampu mendukung pembentukan bintang, karena terlalu panas. Hanya ketika dingin untuk membentuk hidrogen molekuler, barulah ia mulai mengumpul - setelah itu kita bisa berharap pembentukan bintang menjadi mungkin. Tentu saja, ini menciptakan beberapa misteri tentang bagaimana bintang-bintang pertama terbentuk di alam semesta purba yang lebih padat dan lebih panas. Mungkin materi gelap memainkan peran kunci di sana.
Meskipun demikian, di alam semesta modern, gas yang tidak terikat dapat lebih mudah mendingin menjadi molekul hidrogen karena adanya logam, yang telah ditambahkan ke medium antarbintang oleh populasi bintang sebelumnya. Logam, yang merupakan unsur apa pun yang lebih berat dari hidrogen dan helium, mampu menyerap tingkat energi radiasi yang lebih luas, membuat hidrogen lebih sedikit terkena pemanasan. Oleh karena itu, awan gas yang kaya logam lebih mungkin membentuk hidrogen molekuler, yang kemudian lebih mungkin untuk mendukung pembentukan bintang.
Tetapi ini tidak berarti bahwa pembentukan bintang lebih efisien di alam semesta modern - dan sekali lagi ini karena logam. Sebuah makalah baru-baru ini tentang ketergantungan pembentukan bintang pada metallicity mengusulkan bahwa sekelompok bintang berkembang dari H2 menggumpal di dalam awan gas, pertama membentuk inti prestellar yang menarik lebih banyak materi melalui gravitasi, sampai mereka menjadi bintang dan kemudian mulai menghasilkan angin bintang.
Tak lama, angin bintang mulai menghasilkan 'umpan balik', melawan infall dari materi lebih lanjut. Begitu dorongan luar angin bintang mencapai kesatuan dengan tarikan gravitasi ke dalam, pertumbuhan bintang selanjutnya berhenti - dan bintang kelas O dan B yang lebih besar membersihkan gas yang tersisa dari wilayah gugus, sehingga semua formasi bintang padam.
Ketergantungan efisiensi pembentukan bintang pada metallicity muncul dari efek metallicity pada angin bintang. Bintang logam tinggi selalu memiliki angin yang lebih kuat daripada massa setara lainnya, tetapi bintang logam lebih rendah. Dengan demikian, gugus bintang - atau bahkan galaksi - yang terbentuk dari awan gas dengan logam yang tinggi, akan memiliki pembentukan bintang yang lebih efisien. Ini karena pertumbuhan semua bintang dihambat oleh umpan balik angin bintang mereka sendiri pada tahap akhir pertumbuhan dan bintang kelas O atau B yang besar akan membersihkan gas yang tidak terikat yang tersisa lebih cepat daripada setara logam rendahnya.
Efek logam ini kemungkinan merupakan produk dari 'akselerasi garis radiatif', yang timbul dari kemampuan logam untuk menyerap radiasi di berbagai tingkat energi radiasi - yaitu, logam memiliki lebih banyak garis serapan radiasi daripada yang dimiliki hidrogen sendiri. . Penyerapan radiasi oleh sebuah ion berarti bahwa sebagian energi momentum dari sebuah foton diberikan kepada ion tersebut, sejauh ion-ion tersebut dapat diterbangkan keluar dari bintang sebagai angin bintang. Kemampuan logam untuk menyerap lebih banyak energi radiasi daripada hidrogen, berarti Anda harus selalu mendapatkan lebih banyak angin (yaitu lebih banyak ion yang meledak) dari bintang-bintang logam tinggi.
Bacaan lebih lanjut:
Dib et al. Ketergantungan Hukum Formasi Bintang Galactic pada Metallicity.
