Die Produktion von Sternen (auch als Sternentstehungsrate bezeichnet) in einer Galaxie ändert sich im Laufe der Zeit erheblich. Seit den späten '90er Jahren haben mehrere Studien gezeigt, dass die Dichte der Sternentstehungsrate im Universum vor ungefähr 10 Milliarden Jahren am höchsten ist (eine Rotverschiebung von 2 oder ungefähr 3.5 Milliarden Jahre nach dem Urknall). Zu einem späteren Zeitpunkt nimmt die Rate mit der Galaxien Sterne bilden um den Faktor 10 und mehr ab. Während Galaxien in dieser Zeit durchschnittlich 100 Sterne pro Jahr bilden, bildet unsere Milchstraße (und ähnliche Galaxie) heute etwa 1 Stern pro Jahr. Die Sternentstehungsrate einer Galaxie ist an den Zufluss von kaltem Gas (aus dem Sterne gebildet werden) in die Galaxie sowie an deren Wechselwirkung mit intergalaktischem Gas und anderen Galaxien gekoppelt. Durch das Studium der Sternentstehung von Galaxienpopulationen über die kosmische Zeit hinweg, können wir verstehen auf welche Art und Weise und wie schnell diese Galaxien entstehen.

Derzeit fehlen detaillierte Informationen zur Sternentstehungsaktivität von Galaxien im frühen Universum. Hier spielt ALPINE eine entscheidende Rolle, indem es uns in dieser Epoche neue Schlüsselmessungen für viele Galaxien liefert, um die Entstehung und Entwicklung von Galaxien in ihren frühesten Phasen zu verstehen. Die von ALPINE gemessene Kontinuumsemission im fernen Infrarot ermöglicht es uns, durch dichten Staub zu schauen, um Sternentstehungsprozesse in staubverdeckten Teilen der Galaxien zu studieren, was mit aktuellen Beobachtungen im optischen Licht nicht möglich wäre. Andererseits misst ALPINE die Emission von einfach ionisiertem Kohlenstoff (C⁺), welches in der Nähe heißer, junger Sterne erzeugt wird und daher ein direktes Mass für die Produktivität der Sternentstehung ist. ALPINE vergrössert die Anzahl Galaxies mit solchen Messungen um mehr als 10 mal und kann deshalb das erste Mal statistische Schlussfolgerungen ziehen.

Da Galaxien im frühen Universum Sterne mit viel höheren Raten bilden als heutige Galaxien, liegt es nahe dass sich ihre inneren Eigenschaften erheblich unterscheiden. Eine grosse Frage in der aktuellen Astrophysik ist die Verknüpfung dieser beiden sehr unterschiedlichen Galaxienpopulationen. Zum Beispiel sind frühe Galaxien reich an Gas und haben deshalb vermutlich eine höhere Effizienz bei der Bildung von Sternen. Andererseits haben sie geringere Mengen an Metallen (da sich Metalle im Laufe der Zeit aufbauen), was die Abkühlung des Gases hemmt und somit ein wärmeres interstellares Medium zur Folge hat. Ebenso wurde beobachtet, dass in früheren Galaxien die Sterne in Klumpen entstehen (wie im Orionnebel) was eine unregelmässive Strukture der Galaxien zur Folge hat.

Mit ALPINE können wir die Eigenschaften von vielen Galaxien im frühen Universum verstehen. Zum Beispiel kann mit ALPINE die Korrelation zwischen einfach ionisiertem Kohlenstoff (C⁺) und Sternentstehungsrate statistisch untersucht werden. W&aöhrend in heutigen Galaxien eine starke Korrelation zwischen diesen Gräßen besteht, ist der Fall für metallarme Galaxien im frühen Universum nicht eindeutig. Die Messung der räumlichen Ausdehnung der C+-Emission durch ALPINE legt nahe, dass sie im warmen diffusen Gas zwischen Sternen emittiert wird, ohne dass eine grosse Korrelation zur Sternentstehung besteht. ALPINE misst zum ersten Mal auch den Ort und die Menge von Staub für so viele Galaxien. Die räumliche Korrelation zwischen Staub, C⁺-Emission und Sternen (letzteres gemessen mit optischem Licht) geben Auskunft über den inneren Produktionsablauf von Sternen in den Galaxien, welchen wir dann mit Beobachtungen von Galaxien bei niedrigeren Rotverschiebungen vergleichen können.

Die Sternentstehung ist direkt mit der inneren Struktur von Galaxien gekoppelt. Zum Beispiel hangt das Lichtprofil von Galaxien von dem Ausmass der Sternentstehung ab. Ruhende Galaxien (das heisst Galaxien, welche keine Sterne mehr produzieren) haben normalerweise eine kugelförmige Form, wobei sich das Licht in ihren Zentren konzentriert. Sternbildende Galaxien haben normalerweise eine Scheibenstruktur mit Spiralarmen (wie unsere Milchstrasse), können jedoch im frühen Universum strukturlos erscheinen. Ebenso hänt die Dynamik des Gases innerhalb und ausserhalb der Galaxie mit deren Sternentstehung zusammen. Eine hohe Sternentstehungsrate kann einen Gasausfluss mit hoher Geschwindigkeit zur Folge haben..

Wie der Schall der Sirene eines vorbeifahrenden Krankenwagens verzerrt wird, so wird das Lich eines Objektes rot bzw. blau verschoben wenn dieses Objekt sich von uns entfernt bzw. naht. Dies wird als der Dopplereffekt bezeichnet. ALMA verwendet diesen Dopplereffekt, um die Bewegung des Gases mit einer Geschwindigkeit von nur 50 km/s zu messen. Dazu wird die Rot- bzw. Blauverschiebung der C⁺-Emission gemessen. Mit diesem Trick kann ALPINE messen, wie turbulent (oder geordnet) das Gas in diesen Galaxien ist, ob es signifikante Gasabflüsse gibt und wie dies mit der Sternentstehung der Galaxien zusammenhängt. Während solche Studien erfolgreich in weniger entfernten Galaxien durchgeführt wurden, ermöglicht ALPINE eine solche Messung für Galaxien in dem frühen Universum.

Die Umgebung, in welcher eine Galaxie lebt, hat erhebliche Auswirkungen auf ihr Leben. Beispielsweise sind Galaxien, die in dichteren Umgebungen leben (das heisst mehr Galaxien pro Volumen), anfälliger für Wechselwirkungen mit anderen Galaxien. Galaxienkollisionen können zu einer Verdichtung des Gases führen, welche eine höhere Sternentstehungsrate zur Folge hat (ein sogenannter "Starburst"). Das Gas wird kurzerhand aufgebraucht (da sich Sterne daraus bilden) und eine gasarme Galaxie mit wenig Sternenbildung bleibt übrig. Wenn das Gas nicht durch Zufluss wieder aufgefüllt wird, wird die Galaxie keine Sterne mehr produzieren können. Gleichzeitig ¨ndert die Galaxie ihr Aussehen: von einer unregelmässigen oder spiralförmigen Scheibengalaxie zu einer kugelförmigen Galaxie ohne spiralförmige Merkmale. Durch diese Weise werden "ruhende" Galaxien im heutigen Universum erschaffen.

ALPINE kann durch die Messung der C⁺-Emission sogar sehr schwache (im optischen Licht) Begleitgalaxien um die 118 Hauptgalaxien erkennen. Zusätzlich messen diese Beobachtungen aus der Wellenlängenverschiebung der C⁺-Emissionslinie die relativen Geschwindigkeitsunterschiede zwischen der Hauptgalaxie und ihren Begleitern bei einer Auflösung von ungefähr 50 km/s. Auf diese Weise können wir statistisch untersuchen, mit welcher Geschwindigkeit Galaxien kollidieren und in welchem ​​Stadium sie sich während eines Kollisionsprozesses befinden, und dies mit den sternbildenden Eigenschaften der Galaxien vergleichen.