大質量星は非常にまれであるが、光度が極端に大きいために遠方の銀河中で我々が観測できる若い星の唯一のタイプであり、また現在の宇宙での最も大きなエネルギー源にもなっている。大質量星はまれにしか形成されないが、それは、星を形成しているほとんどのガス雲が収縮するにつれて効率的な放射冷却によりほぼ等温に保たれ、そのため1太陽質量あるいはそれ以下の星への分裂の方が起こりやすくなるためである。降着を受けている低質量星によってガス雲がその内部で加熱されると、分裂が妨げられて大質量星の形成が可能になるが、ガス雲が大質量星を形成するのに必要な性質、したがって銀河のどこで大質量星が形成されるのかはまだ明らかになっていない。本論文では、少なくとも1 g cm−2の柱密度のガス雲のみが分裂を免れ、大質量星を形成できることを示す。この閾値、さらにそれが意味する星の初期質量関数の環境変化によって、大質量星の星団に関連する特徴的な柱密度と銀河円盤におけるHαと紫外線の輝線の動径方向における分布の違いは無理なく説明される。閾値の存在は、初期質量関数が銀河系内部の環境の検出可能な変化を示す可能性、また大質量星を含む星団に特徴的な柱密度が銀河間で変動すると考えられることを意味しており、さらには、いくつかの銀河の環境における星形成率が系統的に過小評価されてきた可能性も示唆している。
