Was war die absolute Grenze für die möglichen Größen der ersten Sterne, die aus „Urmaterial ohne Metalle“ gebildet wurden?

Lassen Sie uns zunächst versuchen, einige Begriffe zu klären:

1. Wie in der Astrophysik üblich, bedeutet metallfreier Stern Ordnungszahl$Z \leq 3$, dh es besteht nur aus den Urelementen Wasserstoff, Helium und Lithium.
2. Urstern bedeutet wörtlich Ursprungsstern und bezieht sich auf den/die ersten Stern(e) (Generation), die nach dem Urknall entstanden sind. Es ist IMHO gleichbedeutend mit metallfrei, und ein ursprünglicher metallfreier Stern wäre ein Pleonasmus .
3. Stern kann ganz allgemein als massive, selbstleuchtende Gaskugel definiert werden (siehe Lexikon der Astronomie , S. 412), was zu der Frage führt, was jeder dieser vier Begriffe genau bedeutet. Massiv würde wahrscheinlich mindestens ungefähr bedeuten$0.09 M_\odot$0,09 Sonnenmassen beträgt das Gewicht des kleinsten beobachteten Sterns AB Doradus , der einer Kernfusion unterzogen wird.
4. Auch ein Quasi-Stern ist für die aktuelle Fragestellung eine Definition wert. Der erste Absatz dieser Wiki-Seite fasst es ziemlich gut zusammen:

Ein Quasi-Stern (auch Schwarzes-Loch-Stern genannt) ist ein hypothetischer Typ eines extrem massiven und leuchtenden Sterns, der möglicherweise früh in der Geschichte des Universums existiert hat. Im Gegensatz zu modernen Sternen, die in ihren Kernen durch Kernfusion angetrieben werden, würde die Energie eines Quasi-Sterns von Materie stammen, die in ein Schwarzes Loch in seinem Kern fällt.

ProfRob hat bereits darauf hingewiesen, dass ein Schlüsselproblem die Definition von Stern ist .

Oder ist etwas, das eine Kernfusion auslöst, aber immer zusammenbricht, ein Stern?

Damit verwandt ist die Frage nach der Stabilität eines Sterns , die von Isabelle Baraffe et al. untersucht wird . in arXiv:astro-ph/0009410 :

Die Stabilität metallfreier sehr massereicher Sterne ($Z= 0; M = 120 \ldots 500 M_\odot$) wird analysiert und mit metallangereicherten Sternen verglichen. Solche Nullmetallsterne sind gegenüber nuklearbetriebenen radialen Pulsationen auf der Hauptsequenz instabil, aber die Wachstumszeitskala für diese Instabilitäten ist viel länger als für ihre metallreichen Gegenstücke.

Die in diesem Manuskript analysierten metallfreien Sterne wären immer noch kleiner als die Quasi-Sterne, die mindestens erforderlich sind$1000 M_\odot$. Nochmal ein Wikipedia-Zitat :

Quasi-Sterne hätten eine kurze maximale Lebensdauer von etwa 7 Millionen Jahren gehabt, während der das Schwarze Loch im Kern auf etwa 7 Millionen Jahre angewachsen wäre$10^3 \ldots 10^5 M_\odot$für moderne Stars.

Zusammenfassend: Die maximale Größenbeschränkung variiert, je nachdem, was wir genau als urzeitlichen metallfreien Stern betrachten , und auch wie lange ein solches Objekt existieren/stabil sein muss. Ich würde annehmen, dass die Obergrenze der primordialen metallfreien Sterne wahrscheinlich größer ist als die Obergrenze der Stabilität$80 \ldots 100 M_\odot$was für moderne Sterne gilt (siehe S. 458 im Lexikon der Astronomie ).

Verweise

• Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: Lexikon der Astronomie . Auflage 8. Heidelberg/Berlin 1999. ISBN 3-8274-0575-0. (auf Deutsch)

Diese Veröffentlichung von Okhubo 2009 stellt zwei Vergleichsmodelle vor: (a) Sterne zwischen Pop III-1-Sternen mit 40 bis 300 M☉ Sternen, die nicht von stellarer Rückkopplung betroffen sind, die in SN und BHs mit Kerninstabilität enden [sie spekulieren, dass einige zu Keimen von SMBHs wurden] ; und (b) Pop-III-2-Sterne von 40 bis 60 M☉, die Strahlungsrückkopplungen beinhalten und als Typ-II-SNs explodieren und das Universum mit seinen ersten Metallen säen. Es gibt andere Artikel in diesem Genre, aber dies ist eine gute Einführung.

Bei dieser Beschäftigung mit Masse übersehen wir einen Punkt: Wie viel ionisierende Leuchtkraft haben diese Sterne einem Universum verliehen, das vielleicht > 10-mal dichter ist als heute, dessen Gas neutraler Wasserstoff war? IOW waren diese Klassen von Pop-III-Stars der einzige Beitrag zur Reionisierung? Oder fand eine teilweise Reionisierung statt, bis sich Pop-II-Sterne bilden und den SN-Zyklus durchlaufen und die Ionisierung abschließen konnten? Die Literatur zu diesem Thema ist nicht besonders reichhaltig, aber es scheint, dass die Beschäftigung mit der Massengröße die wichtigere Angelegenheit der galaktischen Versammlung mit Langzeitwirkung verfehlt.