viernes, 11 de febrero de 2011

Las primeras estrellas en el Universo

Las primeras estrellas en el Universo, las llamadas estrellas de Población III, existieron unos pocos cientos de millones de años después del Big Bang. Las investigaciones realizadas durante la década pasada llevaron al consenso de que se formaron en el aislamiento y eran sumamente masivas, tal vez cien veces más masivas que el sol. Recientemente, los científicos del Instituto Max Planck de Astrofísica, con sus colegas en Heidelberg y Texas, utilizaron una nueva técnica de simulación con un rango espacial y dinámico sin precedentes para mostrar que esta imagen puede requerir revisión: Las estrellas que se formaron podrían haber sido mucho menos masivas.

Figura 1: El colapso de gas en un "minihalo" de materia oscura, que se muestra en una caja de 30.000 años luz de lado. El gas se calienta debido a la liberación de la energía potencial gravitatoria. Sólo en el centro el gas se enfría debido al hidrógeno molecular. La temperatura se codifica mediante colores desde el negro (más frío) a blanco (más caliente).

La formación de estructuras en el Universo comenzó con la contracción de los halos más pequeños de materia oscura. Los llamados "minihalos" con cerca de un millón de masas solares confinaron el gas intergaláctico en sus pozos de potencial gravitatorio, donde se convirtió poco a poco en más denso y más caliente. En el centro de estos minihalos, en un momento dado que el gas era lo suficientemente denso como para formar hidrógeno molecular -la molécula más simple en el universo- eso permitió que el gas se enfriara mediante la activación de grados internos de libertad. Este enfriamiento luego resultó en el colapso gravitacional fuera de control del gas a densidades comparables a la del sol. Por último,la protoestrella formada, que tenía sólo una milésima parte de una masa solar, al principio, rápidamente toma por acreción el gas de la envoltura que la rodea. La estrella recién nacida siguie creciendo hasta que entra en un punto de la secuencia principal cuando se inicia la quema de hidrógeno después de unos cien mil años.

Las simulaciones numéricas realizadas durante la última década encuentran poca evidencia de fragmentación durante la fase de colapso inicial, lo que indica que las primeras estrellas se formaron de manera aislada. Suponiendo que todo el gas en un minihalo acrece a la protoestrella, sólo simples cálculos unidimensional muestran que estrellas de la Población III crecerán a alrededor de cien veces la masa del sol. Siendo extremadamente grandes, emiten muchos más fotones ionizantes que las estrellas normales, las presentes hoy en día y podrían dejar una huella distinta sobre la radiación de fondo de 21 cm. Influyen en la re-ionización del Universo y, además, dan lugar a explosiones de supernovas muy energéticas, tal vez incluso la llamada supernova par de inestabilidad, lo cual interrumpe la estrella progenitora entera y no deja ningún remanente compacto detrás.

Figura 2: El gas en el centro del minihalo forma un disco que se fragmenta en un pequeño racimo de protoestrellas. El tamaño de la caja es sólo 200 unidades astronómicas por lado. La densidad se codifica mediante colores desde el negro (menos denso) a amarillo (más denso).

En un trabajo reciente, Thomas Pena y sus colegas utilizaron una nueva técnica de simulación para investigar la evolución del gas hasta mil años después de la formación de la primera protoestrella. En el amplio rango dinámico y espacial cubierto por la simulación, se encontraron con que el gas está fragmentado con fuerza en cerca de diez proto-estrellas individuales en lugar de formar un único objeto. Puesto que todas las estrellas individuales acreción del mismo yacimiento común, la masa típica de la estrellas de la Población III se reduce a unas diez masas solares. En la posterior evolución estelar, esto limitaría gravemente la capacidad de las estrellas para explotar como supernovas de par de inestabilidad. En su lugar, estas estrellas podrían terminar sus vidas como supernovas más convencionales de colapso de núcleo y estallidos de rayos gamma, que tiene una firma observacional muy distinta.

Un segundo resultado interesante de la misma simulación es la expulsión de proto-estrellas de la nube de gas central por efectos "honda" gravitatoria, mucho antes de que hayan acrecentado aún una masa solar. Estas estrellas de baja masa son muy longevas y pueden sobrevivir en el tiempo cósmico hasta la actualidad. Incluso podrían ser observables en nuestra propia galaxia. El descubrimiento de estas estrellas proporcionaría una firma testigo del escenario de formación revisado propuesto por Thomas Greif y sus colaboradores.



Fuente:
The First Stars in the Universe (Instituto Max Planck de Astrofísica)
Thomas Greif, Volker Springel, Simon White, Simon Glover, Paul Clark, Rowan Smith, Ralf Klessen, Volker Bromm

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