İlk yıldızlar neden sonsuza kadar büyüyemedi

Erken evrendeki yıldız oluşumu, devasa yıldızlar yaratan güçlü bir süreçti. Nüfus III yıldız olarak adlandırılan bu devler, birçoğu primordial süpernova olarak patladıklarında sona eren kısa yaşamlar yaşayan büyük, son derece parlak yıldızlardı.

Ancak bu ilk yıldızlar bile büyüme sınırlamalarıyla karşı karşıya kaldı.

Yıldız geri bildirimi modern yıldız oluşumunda rol oynar. Genç yıldızlar büyüdükçe, büyümeye devam etmek için ihtiyaç duydukları yakındaki gazı dağıtabilen güçlü radyasyon yayarlar. Buna protostellar radyasyon geri bildirimi denir ve manyetik alanlarının büyümesi üzerindeki kısıtlayıcı etkiye ek olarak gerçekleşir.

Bununla birlikte, yeni araştırmalar POP III yıldızlarının büyümesinin manyetik alanları ile sınırlı olduğunu göstermektedir.

Araştırma, “Manyetik alanlar, protostellar radyasyon geri bildiriminin başlangıcından önce bile III Yıldız Kütlesini sınırlamaktadır.” Baş yazar, Hollanda’daki Leiden Gözlemevi’nde astrofizikçi olan Piyush Sharda.

Kağıt yayınlanmış üzerinde Arxiv ön hazırlık sunucusu.

Bilim adamları, sürecin nasıl oynandığını anlamak için modern evrende oluşan yıldızları gözlemliyorlar. Bu zordur çünkü yıldızların oluşması çok zaman alır, ancak genç yıldızları sadece birkaç on yıldır büyük bir mesafeden izleriz. Yıldızlar, sırlarını kolayca bırakmayan büyük, enerjik, karmaşık nesnelerdir.

Yıldız oluşumu hakkında cevaplanmamış birçok soru var, ancak genel bir resim ortaya çıktı. Yoğun çekirdeklere düşen bir soğuk moleküler hidrojen bulutu ile başlar. Bu çekirdekler, genç yıldız nesneleri (YSO) olarak da adlandırılan protostarlar haline gelir. Genç yıldızların etrafında toplanma diskleri oluşur ve bu da radyasyon geri bildirimi devreye girer.

Genç yıldızlar kütle akarken ısınırlar. Bu ısıyı kendi toplanma disklerine dışa doğru yayarlar. Diskteki malzeme ısındığında, toplanma işlemini yavaşlatır veya durdurur. Böylece radyasyon geri bildirimi büyümelerini sınırlar.

YSO’lar da daha olgun yıldızlardan daha hızlı döner. Rotasyon güçlü manyetik alanlar yaratır ve bu alanlar yso’nun kutuplarından jetler sürer. Bu jetler, yıldızların büyümesini sınırlayarak birikim enerjisinin bir kısmını çalıyor. Jetler ayrıca çevredeki gazın bir kısmını dağıtabilir ve büyümelerini daha da sınırlayabilir.

Bununla birlikte, resim POP III yıldızları için farklı görünebilir. Başlangıç ​​olarak, teori bunu desteklese de, varlıkları şu anda varsayımsaldır. Eğer gerçeklerse, astrofizikçiler nasıl oluştuklarını ve büyüme sınırlarının ne olduğunu bilmek istiyorlar. Eğer gerçeklerse, Pop III yıldızları, ilk metalleri döverek ve onları uzaya yayarak evrende kritik bir rol oynadı.

Yeni araştırmanın yazarlarına göre, simülasyonlar nüfus III yıldızlarının kitlelerini açıklayacak kadar kapsamlı değildi.

Yazarlar, “Nüfus III yıldızlarının kitleleri büyük ölçüde kısıtlanmamıştır, çünkü ilgili tüm primordial yıldız oluşum fiziğini dikkate alan hiçbir simülasyon yoktur.” “İlk yıldızın oluşumundan 5.000 yıla kadar simülasyonları geliştiriyoruz.”

Takımın manyetik alanları ve diğer faktörleri içeren daha kapsamlı simülasyonlarında, bu erken yıldızlar yaklaşık 65 güneş kütlesi ile sınırlıdır. “5.000 yıl içinde, en büyük yıldızın kütlesi, manyetik alanları olmayan simülasyonlardaki 120 güneş kütlesine kıyasla RMHD radyasyon manyetohidrodinamik simülasyonunda 65 güneş kütlesidir.”

Sonuçlar, manyetik alanları içeren her iki simülasyon çalışmasının parçalandığını ve POP III yıldız kümelerinin oluşumuna yol açtığını göstermektedir. Bu, her iki koşudaki en büyük Pop III yıldızlarının evriminin, refakatçi yıldızların varlığından etkilendiği anlamına gelir.

Fark, yerçekimi ve birbirine karşı çalışan manyetik alanlara gelir. Genç yıldızlar kütle akarken, yerçekimi güçleri artar. Bu yıldıza daha fazla malzeme çizmelidir. Ancak manyetik alanlar yerçekimine karşı koyar. Tüm bunlar radyasyon geri bildirimi aktif olmadan önce olur.

Sonuçlar ayrıca manyetik alanları içeren her iki simülasyonda, zarfa ulaşan kütle miktarının başlangıçta arttığını, sonra azaldığını göstermektedir. Bununla birlikte, manyetik alanlar olmayan simülasyonlarda sonuçlar farklıydı. Bu simülasyonlarda, zarftan toplanma diskine kütle aktarımı ilk başta hızlıdır, zarftaki kütleyde bir düşüş ve diskte kütle birikimi yaratır.

Yazarlar, “Bu kütle sonuç olarak yıldız tarafından yüksek oranda biriktirildi.”

Yazarlar, “Manyetik alanların, yerçekimine karşı hareket ederek daha sonraki aşamalarda zarfın üzerine içilen gaz miktarını sınırlandırdığını ve toplanma diski içinde kütle tükenmesine yol açtığını öğreniyoruz.” “Nüfus III yıldızlarının maksimum yıldız kütlesi, önemli protostellar radyasyon geri bildirimine izin vermek için birikim oranları düşmeden önce bile manyetik alanlarla sınırlıdır.”

Nüfus III yıldızları sadece varsayımsal olsa da, fiziksel kozmoloji teorilerimiz varlıklarına dayanmaktadır. Varlarlarsa, o zaman evren hakkında kavrayışımızın ötesinde temel bir şey var. Bununla birlikte, kozmolojik teorilerimiz bugün evrende etrafımızda gördüklerimizi açıklamak için iyi bir iş çıkarıyor. Eğer üzerine para koyarsak, bahislerinizi pop III yıldızlarına gerçek olarak yerleştirin.

Yazarlar, “Radyasyon geri bildirimi, POP III yıldızlarının büyümesini durduran ve POP III IMF’nin (ilk kütle fonksiyonu) üst kütle kesimini belirleyen birincil mekanizma olarak uzun zamandır önerildi.” Geri bildirim mekanizmaları devreye girmeden önce manyetik alanların yıldız büyümesini sınırlayabileceğini gösterirler.

Ekip, “Bu çalışma, nüfus III yıldızlarının tam fizikle bilgilendirilmiş bir kitle işlevi oluşturmanın ilk adımı veriyor.”