Почему сейчас не может существовать квазизвезда?

Газовые облака с массами, намного превышающими$10^3\,M_\odot$многочисленны в галактиках; типичные облака звездообразования (так называемые молекулярные облака ) имеют массу$10^3\,M_\odot$к$10^7\,M_\odot$. Когда квазизвезды (гипотетические звезды, работающие не за счет ядерного синтеза, а за счет аккреции на центральную черную дыру) сегодня не могут существовать, это происходит потому, что весь газ во Вселенной загрязнен металлами.

Звезды образуются из схлопывающихся газовых облаков. Чтобы область облака разрушилась, она должна быть достаточно плотной и достаточно прохладной; если он слишком разбавлен, гравитации не хватает, а если слишком жарко, энергия отдельных атомов противодействует коллапсу, заставляя атомы улетать.

Джинсовая масса

Этот критерий отражен в уравнении неустойчивости Джинса . Отношение может быть выражено несколькими способами; один из способов — сказать, что масса облака — или небольшой его области — должна превышать «массу Джинса»:

Из этого уравнения видно, что чем холоднее газ, тем меньше порог. Другими словами, меньшие звезды вы можете сформировать. Если газ не сможет остыть, коллапсируют только самые большие сгустки, а значит, такие звезды будут очень массивными.

Охлаждение газа

Итак, как охлаждается газ? Горячий газ означает, что частицы имеют большие скорости. Если частицы сталкиваются, они могут возбуждать друг друга, переводя электрон в более высокое состояние за счет замедления — т. е. охлаждения. Когда электрон снимает возбуждение, испускается фотон, который может покинуть систему. Таким образом, кинетическая энергия атомов преобразуется в электромагнитную энергию, которая улетучивается.

Однако электрон возбуждается только в том случае, если энергия столкновения близко соответствует энергии, необходимой для возбуждения. Если энергия столкновения слишком высока или слишком мала, атомы просто отскакивают друг от друга, сохраняя свою общую энергию (хотя один может передавать некоторую энергию другому).

Влияние металлов

Если газ состоит только из водорода и гелия, для возбуждения доступно лишь несколько энергий. Водород способен эффективно охлаждать$T\sim10^4\,\mathrm{K}$, а гелий эффективно охлаждается вокруг$T\sim10^5\,\mathrm{K}$, но при других температурах газ имеет тенденцию оставаться при заданной температуре.

Однако, как только появляются некоторые металлы, множество электронов этих металлов с их многочисленными возможными переходами позволяют возбудить атомы со многими возможными энергиями. Таким образом, перед газовым облаком$M\sim10^3\,M_\odot$разрушается, образуя$10^3\,M_\odot$звезда, она будет распадаться на более мелкие части, образуя более мелкие звезды.

Если построить очень массивную протозвезду, массой более тысячи солнечных, то ядро ​​протозвезды может коллапсировать прямо в черную дыру, пока оно все еще окружено массивной оболочкой. Схлопывание произойдет «наизнанку», так что оболочка схлопнется медленнее. Однако существует максимальная скорость, с которой черные дыры могут расти, потому что сжимаемый материал сильно нагревается и испускает много радиации, а радиационное давление может остановить коллапс (временно). Это квазизвезда.

Ключом к квазизвезде является ее большая начальная масса, которая предотвращает «сдувание» оболочки первоначальным выделением энергии во время образования черной дыры. Такие массивные протозвезды можно было построить только в ранней Вселенной из нетронутого материала. Если материал загрязнен более тяжелыми элементами, он может быстрее охладиться — более тяжелые атомы могут образовывать молекулы и излучать энергию. Это охлаждение позволяет большому облаку распадаться на гораздо более мелкие части, так что в современной Вселенной коллапс такого большого облака привел бы не к одной массивной протозвезде, а к скоплению более мелких протозвезд.

Добавление металлов (т. е. элементов тяжелее гелия) в звездную смесь делает ее менее прозрачной для излучения. В основном водород и гелий имеют относительно простые и не переполненные спектры, но «металлы» добавляют много новых спектральных линий и смесь поглощает гораздо больше света и эффективнее нагревается от него и набирает от него больше импульса, а также..

Тогда в газе ранней Вселенной было меньше металлов, и поэтому он меньше подвергался влиянию излучения конденсирующейся новой звезды. Следовательно, звезда может вырасти до большей массы до того, как ее излучение перекроет приток газов, что позволит ей расти. (Сегодня верхний предел звездообразования составляет около 100 масс Солнца; для смеси только Н и Не он достигает 250 масс Солнца.) См. статью в Википедии для хорошего объяснения. Эти сверхбольшие звезды необходимы для образования квазизвезды и могут образоваться только из чистого H/He. Таким образом, квазизвезды (если они вообще существуют) могли образоваться только на очень раннем этапе эволюции Вселенной.