¿Por qué no puede existir una cuasiestrella ahora?

Nubes de gas con masas mucho mayores que$10^3\,M_\odot$abundan en las galaxias; las típicas nubes de formación de estrellas (las llamadas nubes moleculares ) tienen masas de$10^3\,M_\odot$a$10^7\,M_\odot$. Cuando las cuasiestrellas (estrellas hipotéticas impulsadas no por fusión nuclear, sino por acumulación en un agujero negro central) no pueden existir hoy, es porque todo el gas en el Universo se ha contaminado con metales.

Las estrellas se forman a partir del colapso de las nubes de gas. Para que una región de una nube colapse, debe ser lo suficientemente densa y lo suficientemente fría; si está demasiado diluido, no hay suficiente gravedad, y si está demasiado caliente, la energía de los átomos individuales contrarresta el colapso, haciendo que los átomos escapen.

Masa de jeans

Este criterio se captura en la ecuación de inestabilidad de Jeans . La relación se puede expresar de varias maneras; una forma es decir que la masa de la nube, o una pequeña región de ella, debe exceder la "masa de Jeans":

De esta ecuación se ve que cuanto más frío es el gas, menor es el umbral. En otras palabras, las estrellas más pequeñas que puedes formar. Si el gas no puede enfriarse, solo colapsarán los cúmulos más grandes y, por lo tanto, tales estrellas serán muy masivas.

Refrigeración de gases

Entonces, ¿cómo se enfría el gas? Gas caliente significa que las partículas tienen grandes velocidades. Si las partículas chocan, pueden excitarse entre sí, llevando un electrón a un estado superior a expensas de ralentizarse, es decir, enfriarse. Cuando el electrón se desexcita, se emite un fotón, que puede abandonar el sistema. Así, la energía cinética de los átomos se convierte en energía electromagnética que se escapa.

Sin embargo, un electrón solo se excita si la energía de la colisión coincide con la energía necesaria para la excitación. Si la energía de colisión es demasiado alta o demasiado baja, los átomos simplemente rebotan entre sí, manteniendo su energía total (aunque uno puede transferir algo de energía al otro).

El efecto de los metales.

Si el gas consiste solo en hidrógeno y helio, solo hay unas pocas energías disponibles para la excitación. El hidrógeno pasa a ser capaz de enfriar de manera eficiente alrededor$T\sim10^4\,\mathrm{K}$, mientras que el helio se enfría eficientemente alrededor$T\sim10^5\,\mathrm{K}$, pero a otras temperaturas, el gas tiende a permanecer en su temperatura dada.

Sin embargo, tan pronto como hay algunos metales, los muchos electrones de estos metales, con sus muchas transiciones posibles, permiten que se exciten átomos con muchas energías posibles. Así, ante una nube de gas de$M\sim10^3\,M_\odot$colapsa para formar un$10^3\,M_\odot$estrella, se fragmentará en pedazos más pequeños, formando estrellas más pequeñas.

Si construyes una protoestrella muy masiva, de más de mil masas solares, entonces es posible que el núcleo de la protoestrella colapse directamente en un agujero negro mientras todavía está rodeada por una envoltura masiva. El colapso ocurrirá "al revés", de modo que el sobre se derrumbará a un ritmo más lento. Sin embargo, existe una tasa máxima a la que pueden crecer los agujeros negros, porque el material comprimido se calienta mucho y emite mucha radiación y la presión de la radiación puede detener el colapso (temporalmente). Esta es una cuasi estrella.

La clave de una cuasi estrella es su gran masa inicial, que evita que la envoltura sea "volada" por la liberación inicial de energía durante la formación del agujero negro. Tales protoestrellas masivas solo pueden construirse en el universo primitivo a partir de material prístino. Si el material está contaminado con elementos más pesados, se puede enfriar más fácilmente: los átomos más pesados ​​pueden formar moléculas e irradiar energía. Este enfriamiento permite que una gran nube se fragmente en pedazos mucho más pequeños, de modo que en el universo actual, el colapso de una nube tan grande no daría lugar a una protoestrella masiva, sino a un grupo de protoestrellas más pequeñas.

La adición de metales (es decir, elementos más pesados ​​que el helio) a una mezcla estelar la hace menos transparente a la radiación. Básicamente, el hidrógeno y el helio tienen espectros relativamente simples y poco concurridos, pero los "metales" agregan muchas líneas espectrales nuevas y la mezcla absorbe mucha más luz y se calienta de manera más eficiente y toma más impulso de ella, también...

El gas en el universo primitivo entonces tenía menos metales y, por lo tanto, se vio menos afectado por la radiación de una nueva estrella en condensación. En consecuencia, la estrella podría crecer hasta alcanzar una masa mayor antes de que su radiación cortara la entrada de gases que le permitieran crecer. (Hoy, el límite superior para la formación de estrellas es de alrededor de 100 Ssolar masas; con una mezcla de H y He solo, parece ser tan alto como 250 masas solares). Consulte el artículo de Wikipedia para obtener una buena explicación. Estas estrellas supergrandes son necesarias para formar una cuasiestrella, y solo pueden formarse a partir de H/He inmaculado. Entonces, las cuasiestrellas (si es que existen) solo podrían formarse muy temprano en la evolución del universo.