Formación estelar rica en metales

No, no creo que haya. O, describiendo el alcance de mi respuesta, no existe una "metalicidad" máxima (para cualquier mezcla normal de metales) que pueda evitar que una protoestrella que colapsa se caliente lo suficiente en su núcleo como para iniciar la fusión nuclear. (Si su pregunta es sobre la masa y la metalicidad de los Jeans, entonces podría aclararla).

Lo que determina si la fusión alguna vez comenzará 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 de electrones), y en$\mu$, el número de unidades de masa por partícula en el núcleo (que gobierna la presión perfecta del gas). Sin embargo, estas dependencias no son extremas. En el centro del protosol,$\mu_e \sim 1.2$y$\mu \sim 0.6$. Si hicimos una estrella rica en metales que tenía muy poco hidrógeno por número y el resto dice oxígeno (también conocido como una 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

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

Por supuesto, podríamos plantear la hipótesis de una estrella que estaba hecha completamente de 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 de carbono antes de que se degenere. La masa es mucho mayor que para la fusión de H debido a la mayor barrera de culombios entre los núcleos de carbono. Por supuesto, la estrella también tiene una envoltura de hidrógeno/helio, pero si la reemplaza con carbono, el resultado cambiará poco. Por lo tanto, podría tener una población de objetos de menor masa que no se conviertan en "estrellas" estables. Aquellos con masas de$1.4 < M/M_{\odot} < 8$presumiblemente terminaría detonando como una especie de supernova de tipo Ia, porque lograrán una combinación de densidad/temperatura en la que C puede fusionarse, pero en condiciones altamente degeneradas. Más bajo que eso y 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 suceder y si es más que$\sim 1.2M_{\odot}$colapsará directamente en una estrella de neutrones o un agujero negro, posiblemente a través de algún tipo de supernova. Más bajo que eso y se convierte en una enana blanca de hierro estable.

Yo diría que la respuesta depende de lo que entiendas por una estrella. Muchos lugares requieren que haya fusión en algún lugar para llamarlo estrella, pero esto es un poco complicado porque todavía llamamos estrellas a las cosas que son pre-fusión o post-fusión. Además, todas las estrellas, excepto las de mayor masa, terminan cualquier proceso que queramos llamar "formación estelar" mucho antes de que comiencen a fusionarse, e incluso podríamos decir que el proceso de formación estelar es totalmente independiente del proceso de fusión. Así que creo que tenemos dos problemas bastante separados donde, uno es, cómo afecta la metalicidad a la "formación" de estrellas, y el otro es, si lo que se está "formando" termina fusionándose mucho o no. La respuesta a la primera pregunta es que la metalicidad solo afecta las escalas en las que se produce la formación estelar: cuánto tiempo lleva, cuánta masa y momento angular terminan en la estrella, y cuál es el estado de binaridad, no cambia la inevitabilidad del proceso de formación de estrellas, que en realidad es solo una historia de gravedad y pérdida de calor. La respuesta a la segunda pregunta trata más sobre cómo funciona la fusión y el hecho importante de que el hierro no puede fusionarse en nada que libere calor, pero la fusión puede ocurrir mediante la liberación de energía del colapso gravitacional. Así que tendería a divorciar los problemas complejos de fusión de los problemas simples de "formación", y respondería que la metalicidad altera el proceso de formación, más de lo que lo permite o lo previene. La respuesta a la segunda pregunta trata más sobre cómo funciona la fusión y el hecho importante de que el hierro no puede fusionarse en nada que libere calor, pero la fusión puede ocurrir mediante la liberación de energía del colapso gravitacional. Así que tendería a divorciar los problemas complejos de fusión de los problemas simples de "formación", y respondería que la metalicidad altera el proceso de formación, más de lo que lo permite o lo previene. La respuesta a la segunda pregunta trata más sobre cómo funciona la fusión y el hecho importante de que el hierro no puede fusionarse en nada que libere calor, pero la fusión puede ocurrir mediante la liberación de energía del colapso gravitatorio. Así que tendería a divorciar los problemas complejos de fusión de los problemas simples de "formación", y respondería que la metalicidad altera el proceso de formación, más de lo que lo permite o lo previene.

Tiene sentido que haya una metalicidad máxima para la fusión. Con una metalicidad lo suficientemente alta, los átomos de hidrógeno están separados principalmente entre sí por átomos metálicos, lo que detiene la fusión y provoca el colapso hasta que se produce la fusión O la presión de degeneración sostiene a la estrella. Entonces, si la metalicidad es muy alta, como yo lo veo, la fusión no puede ocurrir debido a la baja concentración de reactivo.

Técnicamente, las temperaturas necesarias para la formación de estrellas son directamente proporcionales a la pesadez general de los átomos en 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 lo suficientemente altas como para comenzar 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 para el radio al que una nube de gas puede reducirse, pero el límite necesario aquí es la temperatura. La temperatura a la que las leyes de la física tal como las conocemos comienzan a fallar es la temperatura de Planck. asi que, dado que el peso 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 para el átomo más pesado que puede fusionarse en una estrella. Entonces, sí, hay un límite. Lo que no sé.