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水素分子の雲を取り乱気流を追加すると、星が形成されます。それが法律です。星形成の効率（どのくらい大きく、どのくらい人口が多くなるか）は、主に初期の雲の密度の関数です。

銀河系または星団のレベルでは、ガス密度が低いと、一般に小さく暗い星のまばらな人口が発生します。一方、ガス密度が高いと、大きく明るい星の密度が高くなります。ただし、これらすべてを覆っていることが金属形成の主要な問題です。これは星形成効率を低下させる働きをします。

まず、水素分子の密度（H2）、星形成効率はケニカット・シュミットの法則として知られています。原子状水素は非常に高温であるため、星形成をサポートできるとは考えられていません。冷却して分子状水素を形成した場合にのみ、一緒に凝集し始めることができます。その後、星の形成が可能になると期待できます。もちろん、これは最初の星がより高密度でより高温の原始宇宙内でどのように形成されたかについていくつかの謎を作り出します。おそらく、そこではダークマターが重要な役割を果たしました。

それにもかかわらず、現代の宇宙では、以前の星の集団によって星間媒質に加えられた金属の存在により、非結合ガスは水素分子へとより容易に冷却できます。水素やヘリウムよりも重い元素である金属は、より広い範囲の放射線エネルギーレベルを吸収することができ、水素が加熱にさらされることを少なくします。したがって、金属に富むガス雲は分子状水素を形成する可能性が高く、それが次に星形成をサポートする可能性が高くなります。

しかし、これは現代の宇宙では星の形成がより効率的であることを意味しません。これも金属が原因です。星形成の金属性への依存についての最近の論文は、星のクラスターがHから発達することを提案しています2 ガス雲内で塊になり、最初に星間コアを形成します。星間コアは、重力によって物質を引き込み、星になって星状の風を作り始めます。

やがて、恒星風が「フィードバック」を生成し始め、さらなる材料の落下に対抗します。恒星風の外向きの押し込みが内向きの引力と一致すると、さらに星の成長が止まり、大きなOおよびBクラスの星は、クラスター領域から残っているガスを取り除き、すべての星の形成が抑制されます。

星形成効率の金属性への依存性は、星風への金属性の影響から生じます。高い金属の星は、同等の質量よりも強い風を常に持っていますが、低い金属の星です。したがって、金属性の高いガス雲から形成された星団、あるいは銀河でさえ、効率の低い星形成になります。これは、すべての星の成長が成長の後期にある独自の恒星風のフィードバックによって抑制され、大きなOまたはBクラスの星が、低金属相当物よりも速く未結合ガスを取り除くためです。

この金属効果は、金属が広範囲の放射線エネルギーレベルにわたる放射線を吸収する能力から生じる「放射線線加速」の結果である可能性があります。つまり、金属は、水素自体よりもはるかに多くの放射線吸収線を示します。 。イオンによる放射線の吸収は、光子の運動量エネルギーの一部が、そのようなイオンが恒星風として星から吹き出される可能性がある程度まで、イオンに与えられることを意味します。金属が水素よりも多くの放射線エネルギーを吸収する能力は、高金属の星から常により多くの風（すなわち、より多くのイオンが吹き出される）を得る必要があることを意味します。

参考文献：
ディブ等。金属性への銀河の星形成法の依存性。