¿Cuál era el límite absoluto de los posibles tamaños de las primeras estrellas formadas a partir de "material primordial sin metales"?

En primer lugar, intentemos aclarar algunos términos:

1. Como es habitual en astrofísica, estrella libre de metales significa número atómico$Z \leq 3$, es decir, sólo consta de los elementos primordiales hidrógeno, helio y litio.
2. Estrella primordial literalmente significa estrella original y se refiere a la(s) primera(s) estrella(s) (generación) formada después del big bang. En mi humilde opinión, es equivalente a libre de metales, y una estrella primordial libre de metales sería un pleonasmo .
3. La estrella se puede definir más generalmente como una esfera de gas autoluminosa masiva (ver Lexikon der Astronomie , p. 412), lo que lleva a la pregunta de qué significa exactamente cada uno de estos cuatro términos. Masivo probablemente significaría al menos alrededor de$0.09 M_\odot$como 0,09 masas solares es el peso de la estrella más pequeña observada, AB Doradus , que está experimentando una fusión nuclear.
4. Una cuasi-estrella también vale una definición para la pregunta actual. El primer párrafo de esa página Wiki lo resume bastante bien:

Una cuasi-estrella (también llamada estrella de agujero negro) es un tipo hipotético de estrella extremadamente masiva y luminosa que pudo haber existido al principio de la historia del Universo. A diferencia de las estrellas modernas, que funcionan con fusión nuclear en sus núcleos, la energía de una cuasi estrella provendría del material que cae en un agujero negro en su núcleo.

ProfRob ya señaló que una cuestión clave es la definición de estrella .

¿O es algo que inicia la fusión nuclear, pero siempre colapsa, una estrella?

Relacionada está la pregunta sobre la estabilidad de una estrella , que es estudiada por Isabelle Baraffe et al. en arXiv:astro-ph/0009410 :

La estabilidad de las estrellas muy masivas libres de metales ($Z= 0; M = 120 \ldots 500 M_\odot$) se analiza y compara con estrellas enriquecidas con metales. Tales estrellas de cero metales son inestables a las pulsaciones radiales de energía nuclear en la secuencia principal, pero la escala de tiempo de crecimiento para estas inestabilidades es mucho más larga que para sus contrapartes ricas en metales.

Las estrellas libres de metales analizadas en ese manuscrito aún serían más pequeñas que las cuasi-estrellas, que requieren al menos$1000 M_\odot$. Nuevamente una cita de Wikipedia :

Las cuasi estrellas habrían tenido una vida útil máxima corta, aproximadamente 7 millones de años, durante los cuales el agujero negro central habría crecido hasta aproximadamente$10^3 \ldots 10^5 M_\odot$para las estrellas modernas.

Para resumir: el límite de tamaño máximo varía, dependiendo de lo que consideremos exactamente como una estrella primordial libre de metales , y también de cuánto tiempo tiene que existir/ser estable dicho objeto. Asumiría que el límite superior de las estrellas primordiales libres de metales es probablemente más grande que el límite superior de estabilidad de$80 \ldots 100 M_\odot$lo que es válido para las estrellas modernas (ver p. 458 en Lexikon der Astronomie ).

Referencias

• Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: Lexikon der Astronomie . Edición 8. Heidelberg/ Berlín 1999. ISBN 3-8274-0575-0. (en alemán)

Este artículo de Okhubo 2009 presenta dos modelos fiduciales: (a) estrellas entre estrellas Pop III-1 de 40 a 300 M☉ estrellas no afectadas por la retroalimentación estelar que terminan en inestabilidad central SN y BH [especulan que algunas se convirtieron en semillas de SMBH] ; y (b) estrellas Pop III-2 de 40 a 60 M☉ que incluyen retroalimentación radiativa y explotan como SN Tipo II, sembrando el universo con sus primeros metales. Hay otros artículos en este género, pero esta es una buena introducción.

Nos falta un punto en esta preocupación por la masa: ¿cuánta luminosidad ionizante impartieron estas estrellas a un universo quizás >10 veces más denso que el actual, cuyo gas era hidrógeno neutro? ¿Fueron estas clases de estrellas Pop III el único contribuyente a la reionización? ¿O se produjo una reionización parcial hasta que las estrellas Pop II pudieron formarse y pasar por el ciclo SN y completar la ionización? La literatura no es especialmente abundante sobre el tema, pero parece que la preocupación por el tamaño de la masa pasa por alto el asunto más importante del ensamblaje galáctico de efectos a largo plazo.