Estrella de hidrógeno puro

Como dice dmckee en su comentario: las estrellas de la Población III no tienen metales (una pequeña cantidad de litio y berilio), pero no son "estrellas de hidrógeno puro", todavía tienen la fracción del big bang de helio.

Tomando la segunda parte de su pregunta primero. Estas "estrellas" durarán para siempre. Su destino final es convertirse en una bola de helio completamente degenerada, sostenida por la presión de degeneración de electrones. Nunca se calentarán lo suficiente como para fusionar nada más allá del deuterio, el hidrógeno y el litio. En cambio, fusionarán lentamente todo su hidrógeno, pero debido a que son completamente convectivos, podrán reabastecer el núcleo con combustible fresco hasta que se agote. Este escenario es discutido por Laughlin, Bodenheimer & Adams (1997) en el contexto de una composición solar - sugieren que esta fase toma alrededor$10^{13}$años para una estrella justo por encima de la masa mínima para quemar hidrógeno. Una vez que se agote el combustible, la estrella seguirá enfriándose y se contraerá un poco más hasta que sus electrones se degeneren por completo. En ese punto, puede continuar enfriándose, pero ahora a un radio constante ya que la presión se vuelve independiente de la temperatura. Tal estrella (una enana blanca de helio) simplemente se sentará y se enfriará para siempre, hasta que sus protones se desintegren, o algo más les suceda externamente a ellos o al universo.

La respuesta a la primera parte debe provenir de modelos teóricos. El trabajo canónico de Chabrier & Baraffe (1997) encuentra una "masa mínima" para la quema de hidrógeno (que definen como la masa en la que la quema de hidrógeno puede proporcionar luminosidad a las estrellas después de mil millones de años) es aproximadamente$0.072M_{\odot}$para una estrella con metalicidad solar, pero se eleva a aproximadamente$0.083M_{\odot}$para estrellas que tienen menos de una décima parte de la metalicidad solar. Trabajos anteriores de Baraffe et al. (1995) determinó un límite de$0.09M_{\odot}$por una metalicidad 30 veces menor que la del Sol. La revisión de Burrows et al. (2001) dice que la masa mínima para una estrella de población III de "metalicidad cero" es$0.092M_{\odot}$. Este límite se origina en el trabajo de modelado realizado por Saumon et al. (1994) .

No tengo conocimiento de nada más reciente, ni de nada más reciente que aborde la cuestión completamente hipotética de una estrella de hidrógeno puro. Sin embargo, se podría agitar las manos y decir que el teorema del virial nos dice que la temperatura central es proporcional a$\mu M/R$, dónde$\mu$es la masa atómica media en el gas. Si la quema de hidrógeno comienza a una temperatura central fija, entonces la masa a la que ocurre será proporcional a$\mu^{-1}$. Si eliminamos el helio de la mezcla, entonces$\mu$desciende de alrededor de 0,6 a 0,5. Entonces, este argumento muy crudo (implícitamente supone un gas perfecto y que la opacidad de la envoltura y, por lo tanto, el radio no cambia significativamente) podría sugerir que la masa mínima para la quema de hidrógeno aumenta a aproximadamente$0.6\times 0.092/0.5 = 0.11M_{\odot}$.

Edición adicional: su pregunta revisada ahora pregunta sobre la fusión, en lugar de la fusión de hidrógeno. Bueno, la quema de deuterio puede ocurrir en masas mucho más bajas, probablemente alrededor de 15 masas de Júpiter.

Primero, tenga en cuenta que se espera que las estrellas de Población III sean masivas , no pequeñas, con masas superiores a$10^6\,M_\odot$. La razón de esto se debe al criterio de Jeans , donde la masa sigue

Sin embargo, algunas investigaciones han demostrado que$H_2$podría existir dentro de las nubes de hidrógeno (la luz ultravioleta de otras estrellas Pop III habría disociado el$H_2$, por lo que debe ser enterrado), entonces la temperatura efectiva sería de unos pocos cientos de kelvin, dejando caer las masas en el$100\,M_\odot$rango, cf. esta presentación (PDF).

No creo que debamos esperar que la masa mínima de una estrella Pop III sea muy diferente de la masa mínima de una estrella Pop II de$\approx0.07\,M_\odot$. Dicho esto, mucho del trabajo que he visto en las estrellas de Pop III se ve en el rango de$40\leq M_\star/M_\odot\leq1000$(De acuerdo, gran parte de los artículos que miré estaban interesados ​​en las explosiones de supernova de estrellas tan masivas).

Si existieran estas estrellas Pop III de baja masa, en realidad podrían existir todavía hoy y podrían observarse con el telescopio espacial James Webb . Por otro lado, las estrellas masivas, como las estrellas de rock, brillan intensamente y mueren jóvenes; Las estrellas masivas Pop III no son muy diferentes, con una vida útil de unos pocos millones de años.

De hecho, hay artículos que argumentan que la fusión del deuterio puede aparecer en planetas tan pequeños como Júpiter. http://arxiv.org/abs/1506.03793

El argumento es que, aunque se cree que la fusión de deuterio ocurre en el orden de magnitud de 10 masas de júpiter, la fusión de deuterio puede ser facilitada por electrones que "protegen" los protones de deuterio. Si un núcleo de deuterio "siente" menos la carga positiva de otro núcleo de deuterio, hay más probabilidades de que los núcleos puedan hacer un túnel a través de la repulsión causada por las cargas positivas y así desencadenar la fusión.