• Começa Com Um Estrondo

Pergunte a Ethan: Por que as primeiras estrelas eram muito maiores do que as maiores de hoje?

A concepção de um artista de como o Universo pode se parecer ao formar estrelas pela primeira vez. As estrelas podem atingir muitas centenas ou mesmo mil massas solares, e podem levar à formação relativamente rápida de um buraco negro da massa que os primeiros quasares possuem. (NASA/JPL-CALTECH/R. HURT (SSC))

A estrela mais massiva do Universo conhecido é 260 vezes mais pesada que o nosso Sol. Mas ver o início do Universo quebrará esse recorde.

Coloque massa suficiente em um só lugar, dê à gravidade tempo suficiente para contraí-la e colapsá-la, e você acabará obtendo uma estrela. Junte uma nuvem de matéria grande o suficiente e você terá um enorme aglomerado de novas estrelas, com uma grande variedade de massas, cores e temperaturas. No entanto, se olharmos para os primeiros tempos, esperamos descobrir que as estrelas mais massivas da época eram muito maiores e mais pesadas do que as que encontramos hoje. Por que é que? Steve Harvey quer saber, perguntando:

Não entendo por que a metalicidade de uma estrela afeta seu tamanho. Por quê? Estou perguntando isso porque em um de seus artigos, você estava dizendo que no início do universo, estrelas com massa quase 1000 [vezes] a massa do sol provavelmente existiam porque eram quase 100% hidrogênio e hélio.

É uma pílula difícil de engolir, porque a única coisa que mudou sensivelmente, desde então, são os elementos que compõem essas estrelas.

Na fotosfera, podemos observar as propriedades, elementos e características espectrais presentes nas camadas mais externas do Sol. As primeiras estrelas podem não ter os mesmos elementos que o nosso Sol, pois só tiveram o Big Bang para criar seus blocos de construção, em vez de também terem gerações anteriores de estrelas. (OBSERVATÓRIO DE DINÂMICA SOLAR DA NASA / GSFC)

Se olharmos para uma estrela como o nosso Sol, podemos encontrar evidências de uma enorme quantidade de elementos que abrangem a tabela periódica. Nas camadas externas de uma estrela, você pode ver quais elementos estão presentes por suas características de absorção. Quando os elétrons, nos átomos, veem uma enorme quantidade de fótons recebidos, eles só podem interagir com os que têm uma quantidade específica de energia, correspondente aos níveis de energia que causam transições atômicas para esse elemento específico. No Sol, sozinho, existem dezenas de elementos.

O espectro de luz visível do Sol, que nos ajuda a entender não apenas sua temperatura e ionização, mas a abundância dos elementos presentes. As linhas longas e grossas são hidrogênio e hélio, mas todas as outras linhas são de um elemento pesado que deve ter sido criado em uma estrela da geração anterior, em vez do Big Bang quente. (NIGEL SHARP, NOAO / OBSERVATÓRIO NACIONAL SOLAR EM KITT PEAK / AURA / NSF)

Mas enquanto o Sol nasceu com aproximadamente 70% de hidrogênio, 28% de hélio e 1-2% de todos os elementos mais pesados ​​combinados, as primeiras estrelas deveriam ter sido exclusivamente hidrogênio e hélio, melhor do que o nível de 99,9999999%. Isso ocorre porque a única maneira de formar esses elementos mais pesados ​​é através da fusão nuclear, que acontece praticamente exclusivamente de duas maneiras no Universo:

1. Nos primeiros minutos após o Big Bang, e
2. Nos núcleos de estrelas e restos estelares.

Quando o Universo primeiro formou prótons e nêutrons, fundiu-os em elementos mais pesados : hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e uma pequena quantidade de lítio-7.

As abundâncias previstas de hélio-4, deutério, hélio-3 e lítio-7 conforme previsto pela Nucleossíntese do Big Bang, com observações mostradas nos círculos vermelhos. O Universo é 75-76% de hidrogênio, 24-25% de hélio, um pouco de deutério e hélio-3 e uma pequena quantidade de lítio. As primeiras estrelas do Universo serão feitas dessa combinação de elementos; nada mais. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

Todo o resto? Foi feito posteriormente, muitos milhões ou mesmo bilhões de anos depois. Isso significa que as primeiras estrelas não teriam praticamente nenhum elemento pesado: apenas hidrogênio e hélio sozinhos, em uma divisão de cerca de 75%/25% (em massa).

Com o tempo, esperamos que o meio interestelar, onde se origina o gás que dá origem às estrelas, fique cada vez mais enriquecido por novas gerações de estrelas que vivem e morrem, com as estrelas de massa mais pesada morrendo primeiro. A proporção desses elementos mais pesados ​​que o hélio para o hidrogênio puro (ou hidrogênio e hélio combinados, dependendo de quem está medindo) é conhecida como metalicidade, porque os astrônomos chamam todos os elementos que não são hidrogênio ou hélio de metais.

A Nebulosa da Águia, famosa por sua formação estelar em andamento, contém um grande número de glóbulos de Bok, ou nebulosas escuras, que ainda não evaporaram e estão trabalhando para entrar em colapso e formar novas estrelas antes que desapareçam completamente. As estrelas que se formam primeiro competem com todos os outros aglomerados de matéria para acumular o material gasoso formador de estrelas antes que ele evapore. (ESA / HUBBLE & NASA)

Em nosso Universo moderno, quando novas estrelas se formam, elas se formam com uma grande variedade de massas: de cerca de 0,08% da massa do Sol até cerca de 260 a 300 vezes a massa do Sol. O limite inferior é definido pelo limite para onde você pode acender a verdadeira fusão de hidrogênio, porque você precisa de tanta massa e uma temperatura de cerca de 4 milhões de K para começar a fundir hidrogênio em hélio. Mas o limite superior é um pouco mais complicado.

Claro, você precisa de muita massa e material massivo para construir as maiores estrelas, mas há muitas regiões de formação de estrelas do Universo que têm uma enorme quantidade de massa. Apenas na Grande Nuvem de Magalhães, por exemplo, aqui mesmo no nosso grupo local, temos a região de formação estelar 30 Doradus na Nebulosa da Tarântula. Com uma massa total de cerca de 400.000 sóis, abriga algumas das estrelas jovens mais massivas, quentes e azuis do Universo conhecido.

A região de formação de estrelas 30 Doradus, na Nebulosa da Tarântula em uma das galáxias satélites da Via Láctea, contém as maiores estrelas de maior massa conhecidas pela humanidade. O maior, R136a1, tem aproximadamente 260 vezes a massa do Sol; a luz dessas estrelas quentes, novas e brilhantes é predominantemente azul, no entanto. (NASA, ESA E E. SABBI (ESA/STSCI); AGRADECIMENTOS: R. O'CONNELL (UNIVERSIDADE DA VIRGÍNIA) E O COMITÊ DE SUPERVISÃO CIENTÍFICA DA CÂMERA 3 DE CAMPO LARGO)

Mas mesmo estes atingem cerca de 250-260 massas solares. A razão para isso é que formar uma estrela é uma corrida entre três processos concorrentes:

1. Gravidade, que trabalha para puxar tudo para as regiões superdensas que estão presentes, com as regiões inicialmente mais densas crescendo mais rapidamente.
2. Pressão de radiação, que vem da matéria em colapso, fusão nuclear e estrelas existentes, que trabalham para explodir a matéria que pode continuar a cair.
3. E o resfriamento radiativo, que vem da capacidade da proto-estrela de irradiar essa energia, permitindo que a estrela se resfrie e acumule mais massa em períodos de tempo mais curtos.

As estrelas têm apenas uma quantidade limitada de tempo para ganhar massa antes que o material formador de estrelas seja soprado. Portanto, a chave para formar uma estrela supermassiva é ficar extremamente massiva o mais rápido possível.

A região de formação de estrelas NGC 2174 mostra a nebulosidade, a matéria neutra e a presença de elementos externos à medida que o gás evapora. (NASA, ESA E A EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA), E J. HESTER)

A gravidade funciona da mesma forma no Universo moderno como no Universo primitivo. O mesmo com a pressão da radiação: você forma estrelas, a matéria colapsa, ocorre a fusão nuclear, etc., e isso não depende muito se você tem muitos elementos pesados ​​ou nenhum.

Mas esse terceiro componente – a capacidade de uma proto-estrela de se resfriar – é o que é diferente para estrelas sem metal versus estrelas ricas em metal. A diferença básica é que elementos mais pesados, com mais prótons e nêutrons em seus núcleos, podem absorver, irradiar e transportar mais energia do que elementos leves sozinhos. Simplificando, mais metais significa mais resfriamento a uma taxa mais rápida .

Uma ilustração das primeiras estrelas se acendendo no Universo. Sem metais para resfriar as estrelas, apenas os maiores aglomerados dentro de uma nuvem de grande massa podem se tornar estrelas. (NASA)

Então, por que, então, as primeiras estrelas livres de metal poderiam ser mais pesado que as estrelas que formamos hoje ? Parece contra-intuitivo, mas a razão é porque metais e elementos pesados ​​são mais eficientes em resfriar e formar locais de nucleação de poeira. Sem eles, há menos maneiras de resfriar o gás que forma essas estrelas. Em vez de resfriamento radiativo de uma grande variedade de elementos, bem como de grãos de poeira, temos apenas moléculas de hidrogênio (H2), que já são bastante raras, e resfriamento de elétrons.

Para o gás esfriar e formar estrelas, você precisa que a escala de tempo de resfriamento seja menor que a escala de tempo dinâmica (colapso). Isso significa que você precisa de massas maiores para colapsar e formar estrelas, e ambas representam flutuações de densidade mais raras e significam que regiões menores, que produzem estrelas de menor massa, não podem entrar em colapso.

Uma ilustração de CR7, a primeira galáxia detectada que se pensava abrigar estrelas da População III: as primeiras estrelas já formadas no Universo. O JWST revelará imagens reais desta galáxia e de outras semelhantes. (ESO/M. KORMESSER)

No início do Universo, são apenas nuvens muito grandes de gás que podem colapsar para formar estrelas; apenas esses aglomerados extremamente maciços têm a capacidade de fazê-lo. Mas quanto mais massivo for o seu aglomerado, mais fácil será formar estrelas mais massivas e acumular mais e mais matéria. A gravidade é como um trem desgovernado, onde quanto mais massa acumula no início, mais rápido cresce para acumular ainda mais massa. Sem um grande número de pequenos aglomerados e um número bastante menor de grandes aglomerados, espera-se que a massa típica das estrelas, em vez das 0,4 massas solares que vemos hoje, será mais como 10 massas solares, em média , nas fases iniciais.

A concepção de um artista de como o Universo pode se parecer ao formar estrelas pela primeira vez. À medida que brilham e se fundem, a radiação será emitida, tanto eletromagnética quanto gravitacional. (NASA/ESA/ESO/WOLFRAM FREUDLING ET AL. (STECF))

Em outras palavras, a primeira estrela média é 25 vezes mais massiva do que a nova estrela média formada hoje, porque se formou a partir de grandes aglomerados de gás que veremos no Universo moderno!

Como há um número menor de estrelas, mas elas têm massas mais altas em média, esperamos que toda a distribuição de massa seja deslocada. Temos até um nome diferente para isso: as modernas distribuições em massa seguem a distribuição de massa Salpeter , mas acredita-se que as primeiras estrelas seguem o que é chamado de função de massa inicial mais pesada .

As primeiras estrelas e galáxias do Universo serão cercadas por átomos neutros de (principalmente) gás hidrogênio, que absorve a luz das estrelas. Sem metais para resfriá-los ou irradiar energia, apenas aglomerados de grande massa nas regiões de massa mais pesada podem formar estrelas. (NICOLE RAGER FULLER / FUNDAÇÃO NACIONAL DE CIÊNCIAS)

Quanto maior a região de formação de estrelas, mais massa fica presa em estrelas mais pesadas e de maior massa. Sem metais pesados, você não tem poeira para resfriar seus aglomerados, o que significa que os aglomerados menores são lavados e não se formam. São apenas os maiores aglomerados nos maiores aglomerados que têm uma chance, e isso leva a estrelas ultramassivas que têm menos competição por acumular massa do que as estrelas mais massivas de hoje. Não é apenas a presença ou ausência de elementos pesados ​​que leva diretamente a estrelas mais massivas, mas o fato de que estrelas sem metal só podem se formar em regiões extremamente massivas, e que essas regiões serão dominadas pelas mais massivas, aglomerados de crescimento mais rápido dentro deles.

É por isso que pensamos que, entre as primeiras estrelas, elas podem ter atingido ou excedido 1.000 massas solares nos extremos. Se você já se perguntou como conseguimos buracos negros tão grandes e supermassivos tão rápido, as primeiras gerações de estrelas livres de metal também podem ser a resposta para esse quebra-cabeça!

Envie suas perguntas Ask Ethan para beginwithabang no gmail ponto com !

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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