Formación de estrellas ricas en metales

Question

Mientras discutíamos sobre la formación de estrellas en escalas cosmológicas con algunos compañeros, mencionamos el desglose entre las diferentes poblaciones estelares a través de metalicidad :

• Población III: $Z = [{\rm Fe/H}] \lesssim -5$
• Población II: $Z = [{\rm Fe/H}] \sim -1$
• Población I: $Z = [{\rm Fe/H}] \sim 0$

donde $[{\rm Fe/H}]=\log_{10}\left[({\rm Fe/H})/({\rm Fe/H})_\odot\right]$ (el logaritmo de la relación entre la abundancia de hierro y la abundancia de hidrógeno frente a la composición solar).

Nos preguntamos si había una máximo (analítica o computacional) de la metalicidad en la que pueden formarse las estrellas. Binney & Merrifield's Astronomía galáctica se refiere brevemente al efecto de bajo metalicidad en la formación estelar (véase la sección 5.1.5 del texto), pero no menciona el otro extremo del espectro.

Se han publicado artículos en los que se discute la evolución de estrellas masivas con alta metalicidad (por ejemplo, Meynet, Mowlavi y Maeder (2006) considerar el caso 1 de $Z\sim1$ ). También sabemos que la metalicidad seguirá aumentando (aunque las estrellas Pop I están todavía en un bajo ~2% de metales por masa, incluso después de unos cuantos miles de millones de años de evolución), pero no he visto ninguna mención a los efectos de formando estrellas con el aumento de la metalicidad.

Así que mi pregunta es: ¿existe una metalicidad máxima a partir de la cual ya no se pueden formar estrellas?

1 Utilizan el $X+Y+Z=1.0$ para definir $Z$ con $X$ y $Y$ que denotan las fracciones de masa de hidrógeno y helio respectivamente (una definición bastante común). Para convertir a la definición que utilizo arriba, utilice $[{\rm Fe/H}]\sim\log_{10}(Z/X)-\log_{10}(Z_\odot/X_\odot)$

Answer 1

No, no creo que lo haya. O, describiendo el alcance de mi respuesta, no hay una "metalicidad" máxima (para cualquier mezcla normal de metales) que pueda impedir que una protoestrella en colapso se caliente lo suficiente en su núcleo para iniciar la fusión nuclear. (Si su pregunta se refiere a la masa y metalicidad de Jeans, entonces podría aclararlo).

Lo que determina que la fusión llegue a iniciarse es si la contracción de la protoestrella se detiene por la presión de degeneración de los electrones antes de alcanzar una temperatura suficiente para la ignición nuclear.

Para una protoestrella de composición solar, la masa crítica es de aproximadamente $0.08M_{\odot}$ . Por debajo de esto, el núcleo no alcanza una temperatura de $\sim 5\times 10^{6}$ K que se requieren para la fusión nuclear.

El cálculo de esta masa mínima depende de $\mu_e$ el número de unidades de masa por electrón en el núcleo (que gobierna la presión de degeneración del electrón), y en $\mu$ , el número de unidades de masa por partícula en el núcleo (que rige la presión perfecta del gas). Sin embargo, estas dependencias no son extremas. En el núcleo del protosun, $\mu_e \sim 1.2$ y $\mu \sim 0.6$ . Si hiciéramos una estrella rica en metales que tuviera muy poco hidrógeno por número y el resto digamos que oxígeno (a.k.a. estrella hecha de agua ), entonces $\mu_e \sim 1.8$ y $\mu \sim 1.6$ . La masa mínima para la fusión del hidrógeno viene dada aproximadamente por $$ M_{\rm min} \simeq 0.08 \left( \frac{\mu}{0.5} \right)^{-3/2} \left(\frac{\mu_e}{1.2}\right)^{-1/2}$$ (por ejemplo, ver aquí ).

Estos diferentes parámetros serían suficientes para cambiar la masa mínima (a la baja en realidad) para la fusión de hidrógeno a alrededor de $0.012 M_{\odot}$ .

Por supuesto, podríamos plantear la hipótesis de una estrella totalmente formada por metales. Los modelos de evolución estelar ya proporcionan una estimación conveniente de la masa mínima para la fusión del carbono. A $>8M_{\odot}$ estrella con un núcleo de carbono iniciará la fusión del carbono antes de degenerarse. La masa es mucho mayor que en el caso de la fusión de H debido a la mayor barrera de coulomb entre los núcleos de carbono. Por supuesto, la estrella también tiene una envoltura de hidrógeno/helio, pero si se sustituye por carbono, el resultado cambiará poco. Así, se podría tener una población de objetos de menor masa que no se convierten en "estrellas" estables. Aquellos con masas de $1.4 < M/M_{\odot} < 8$ presumiblemente acabarían detonando como algún tipo de supernova de tipo Ia, porque alcanzarán una combinación de densidad/temperatura en la que el C puede fusionarse, pero en condiciones altamente degeneradas. Si es inferior, se convierte en una enana blanca estable.

Por supuesto, su "estrella" rica en metales podría ser simplemente una bola de hierro, en cuyo caso la fusión nuclear no va a ocurrir y si es más que $\sim 1.2M_{\odot}$ colapsará directamente en una estrella de neutrones o en un agujero negro, posiblemente a través de algún tipo de supernova. Si es inferior, se convertirá en una enana blanca de hierro estable.

Answer 2

Yo diría que la respuesta depende de lo que se entienda por estrella. Muchos lugares exigen que haya fusión en alguna parte para llamarla estrella, pero esto es un poco complicado porque seguimos llamando estrellas a las cosas que están en pre-fusión o en post-fusión. Además, todas las estrellas, excepto las de mayor masa, han terminado cualquier proceso que podríamos llamar "formación estelar" mucho antes de empezar a fusionar algo, e incluso podríamos decir que el proceso de formación estelar es totalmente independiente del proceso de fusión. Así que creo que tenemos dos cuestiones bastante separadas: una es cómo afecta la metalicidad a la "formación" de estrellas, y la otra es si lo que se está "formando" acaba fusionándose o no. La respuesta a la primera pregunta es que la metalicidad sólo afecta a las escalas en las que se produce la formación estelar: cuánto tiempo tarda, cuánta masa y momento angular acaba en la estrella y cuál es el estado de la binaridad, pero no cambia la inevitabilidad del proceso de formación estelar, que en realidad es sólo una historia de gravedad y pérdida de calor. La respuesta a la segunda pregunta tiene que ver más con el funcionamiento de la fusión, y con el hecho importante de que el hierro no puede fundirse en nada que libere calor, pero sí se puede hacer que la fusión se produzca por la liberación de energía del colapso gravitatorio. Así que yo tendería a divorciar las complejas cuestiones de la fusión de las simples cuestiones de la "formación", y respondería que la metalicidad altera el proceso de formación, más de lo que lo permite o lo impide.

Answer 3

Tiene sentido que haya una metalicidad máxima para la fusión. Con una metalicidad suficientemente alta, los átomos de hidrógeno se separan mayoritariamente entre sí por átomos de metal, deteniendo la fusión y provocando el colapso hasta que la fusión se produzca O la presión de degeneración sostenga la estrella. Así que si la metalicidad es muy alta, tal y como yo lo veo, la fusión no puede producirse debido a la baja concentración de reactivos.

Answer 4

Técnicamente, la temperatura necesaria para la formación de estrellas es directamente proporcional a la pesadez general de los átomos de la nube de gas que la forma. en otras palabras, las estrellas pueden formarse a partir de cualquier tipo de átomo, por muy metálico que sea, siempre que puedan alcanzar las temperaturas suficientes para iniciar la fusión. Como sabemos, las estrellas se forman cuando una nube de gas colapsa por su propia gravedad, y los átomos se calientan debido a la fricción. Por lo tanto, es teóricamente posible que la temperatura siga aumentando a medida que la nube se contrae. No sé si existe un límite en el radio al que puede contraerse una nube de gas, pero el límite necesario aquí es el de la temperatura. La temperatura a la que las leyes de la física, tal y como las conocemos, comienzan a romperse es la temperatura de Planck. Así, dado que la pesadez general de los átomos en una estrella en formación es directamente proporcional a la temperatura necesaria para comenzar la fusión, la temperatura máxima alcanzable dentro de las leyes de la física debe establecer un límite en el átomo más pesado que puede ser fusionado en una estrella. Así que, sí, hay un límite. Cuál, no lo sé.