Befolkningsstjerne III

De stjerner befolkning III er en hypotetisk populasjon av svært massive og lyse stjerner, utelukkende bestående av lette elementer ( hydrogen og helium , med kanskje noen få litium ), som ville være den første stjerne dannet begynnelsen av universet , omtrent 400 millioner år etter Big Bang . Disse stjernene kunne i stor grad ha bidratt til reioniseringen av universet, og satt en stopper for mørketiden da ingen lysstråling ble produsert av universet.

Siden disse stjernene ikke har blitt observert direkte, antas det at de er bestanddeler av lyseblå galakser . Deres eksistens er nødvendig for å forklare tilstedeværelsen av tunge elementer i spektret av kvasarer , elementer som ikke kunne opprettes under Big Bang  ; så vel som eksistensen av disse blå galaksene. Ytterligere bevis er gitt fra Spitzer Space Telescope , hvis infrarøde, ekstragalaktiske diffuse bakgrunnsbilder er i tråd med hva man kunne forvente om disse stjernene eksisterte.

Teoretiske egenskaper

Den nåværende modellen forutsetter at hvis det ikke ble generert noe tungt element under Big Bang, var det da mulig å danne stjerner som var betydelig mer massive enn de som er synlige i dag, uten tap av masse ved solvind . Numeriske simuleringer av stjernevolusjon viser at denne hypotesen er sannsynlig og nødvendig: skyer av gasser som utelukkende består av hydrogen og helium har et større indre trykk enn skyer som er rike på metaller med samme temperatur. Stjerner kan derfor bare dannes i disse gassene hvis tyngdekraften på grunn av deres masse kan motveie det meget sterke indre trykket.

Det antas at den typiske massen til stjerner i befolkning III vil være rundt 1000 solmasser , noe som er mye tyngre enn nåværende stjerner som varierer i masse fra 0,08 til 150 solmasser for de tyngste. Med en slik masse skal disse stjernene ikke ha veldig lang levetid, maksimalt noen få millioner år, til og med bare en million år, og ingen kan overleve selv i dag. Disse stjernene syntetiserte elementer som var tyngre enn litium for første gang i universets historie . Beregninger antyder at disse stjernene, på slutten av livet, vanligvis eksploderte i hypernovaer som kastet ut mye av materien deres i rommet, og bidro til neste generasjon stjerner og etterlot stjernesorte hull som relikvier.

Slike stjerner på 1000 solmasser må ha vært flere hundre millioner eller til og med en milliard ganger lysere enn solen, og har en overflatetemperatur i størrelsesorden 100.000  ° C eller mer. De sendte fotonene var veldig energiske (hovedsakelig i ultrafiolett ) og må ha sterkt ionisert den omgivende gassen av hydrogen og helium skapt av Big Bang, og ført universet inn i en tid av reionisering , etter 400 millioner år med mørke tider .

Begrepet populasjon refererer til mengden metaller (her ganske enkelt grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen eller helium ) som kan påvises i stjernens spektrum. I 1944 ble stjernene i vår galakse klassifisert i to stjernepopulasjoner , av Walter Baade , stjernene i befolkning I som er rike på metaller, og stjernene i befolkning II fattige i metaller.

Den såkalte populasjonsstjernekategorien III ble lagt til i 1978 av astrofysikere; ingen har ennå blitt oppdaget.

Opplæring

Lite er kjent om dannelsen av populasjons III-stjerner; det avhenger av mange fortsatt usikre parametere som virkningen eller naturen til mørk materie . Imidlertid er et av scenariene nevnt den hierarkiske kondensasjonen av materialet produsert av Big Bang, som samtidig danner de første store strukturene som protogalaksier og protostjerner .

I dette scenariet begynner skyer av typisk jeansmasse av gass i størrelsesorden 100 000 solmasser å kondensere og tyngdekraft kollapser . Denne massen av jeans tilsvarer en gjennomsnittlig tetthet på og en temperatur på 300 K , slik den eksisterte 10 millioner år etter Big Bang. Innenfor denne store gassmassen i sammentrekning, med økende tetthet, kondenserer mindre masser autonomt, og så videre på flere hierarkiske nivåer. De minste nivåene, av tetthet i størrelsesorden og størrelsen på størrelsen 2400  AU , når tettheten som er nødvendig for å utløse reaksjonene som er nødvendige for dannelsen av protostjerner . Midtre og øvre nivåer danner stjerneklynger og protogalaksier .  

På grunn av inhomogenitetene i universets sammensetning, kan Population III-stjerner ha fortsatt å danne seg lenge etter reioniseringsperioden, og til og med i perioden med dannelsen av Population II-stjerner.

Merknader og referanser

  1. R.A. Freedman, WJ Kaufmann Universe 8. utgave. Freedman & Co 2008, s.  734
  2. Mønstre av lys ser ut til å være fra de første stjernene og galaksene
  3. (en) Massimo Stiavelli , Fra første lys til reionisering: slutten av mørketiden , Weinheim, Wiley-VCH ,2009, 230  s. ( ISBN  978-3-527-62736-3 , 978-3-527-62737-0 og 978-1-282-11852-2 , OCLC  441886927 , les online ) , s.  9
  4. Masse hvorfra et fenomen av gravitasjons ustabilitet kan utløses
  5. Michaël M. Woolfson Time, Space, Stars & Man Imperial College Press 2009, s.  97
  6. Jeansmasse avtar etter hvert som tettheten øker.

Relaterte artikler