Simulações de supercomputadores decodificam o quebra-cabeça de massa das primeiras estrelas
Estrelas massivas do Pop III chegam ao fim de seus ciclos de vida através de explosões de supernovas, liberando uma torrente de energia e ejetando os primeiros elementos pesados no espaço circundante. Este processo enriquece quimicamente o gás outrora primordial, alterando fundamentalmente as condições para a subsequente formação de estrelas no universo primitivo. Crédito:ASIAA/Ke-Jung Chen Ching-Yao Tang e o Dr. Ke-Jung Chen do Instituto de Astronomia e Astrofísica da Academia Sinica (ASIAA) fizeram progressos substanciais na decodificação da massa de nascimento das primeiras estrelas usando o poderoso supercomputador do Laboratório Nacional de Berkeley.
Esta nova pesquisa é relatada na última edição dos Avisos Mensais da Royal Astronomical Society .
Durante os primeiros estágios do universo, apenas o hidrogénio e o hélio existiam após o Big Bang, e elementos cruciais para a sustentação da vida, como o carbono e o oxigénio, ainda não tinham surgido. Aproximadamente 200 milhões de anos depois, as primeiras estrelas, conhecidas como estrelas de População III (Pop III), começaram a se formar.
Estas estrelas iniciaram a produção de elementos mais pesados através da queima nuclear nos seus núcleos. À medida que estas estrelas chegavam ao fim dos seus ciclos de vida, algumas transformaram-se em supernovas, criando explosões poderosas que dispersaram elementos recentemente sintetizados no universo primitivo, tornando-se a base para a vida.
O tipo de supernova que ocorre depende da massa da primeira estrela no seu desaparecimento, resultando em diferentes padrões de abundância química. As observações de estrelas extremamente pobres em metais (EMP), formadas após as primeiras estrelas e suas supernovas, foram cruciais na estimativa da massa típica das primeiras estrelas. Observacionalmente, a abundância elementar de estrelas EMP sugere que as primeiras estrelas tinham massas variando de 12 a 60 massas solares.
A imagem mostra a estrutura cosmológica durante o período da primeira formação estelar, cerca de 200 milhões de anos após o Big Bang. As estruturas cinzentas ilustram a distribuição da matéria escura quando as primeiras estrelas se formam dentro de alguns halos de matéria escura. As manchas coloridas representam estrelas com massas variadas, proporcionando uma representação visual dos processos complexos que moldam o universo primitivo. Crédito:ASIAA/ Ke-Jung Chen
Durante a formação da estrutura cósmica, o gás primordial flui para os poços gravitacionais criados pelos halos de matéria escura. À medida que o gás que flui converge para o centro do halo, ele inicia um poderoso movimento turbulento. Esta intensa turbulência atua agitando a nuvem, dando origem a distintas estruturas aglomeradas, conforme descrito acima. Em última análise, os núcleos densos dentro destes aglomerados sofrem colapso gravitacional, marcando a formação das primeiras estrelas. Crédito:ASIAA/Ching-Yao Tang
No entanto, simulações cosmológicas anteriores propuseram uma função de massa mais pesada e amplamente distribuída para as primeiras estrelas, variando de 50 a 1.000 massas solares. Esta significativa discrepância de massa entre simulações e observações tem deixado os astrofísicos perplexos há mais de uma década.
Ching-Yao Tang e Ke-Jung Chen usaram o poderoso supercomputador do Berkeley National Lab para criar as primeiras simulações hidrodinâmicas 3D de alta resolução do mundo de nuvens turbulentas de formação de estrelas para as primeiras estrelas. Seus resultados indicam que a turbulência supersônica fragmenta efetivamente as nuvens de formação estelar em vários aglomerados, cada um com núcleos densos variando de 22 a 175 massas solares, destinados a formar as primeiras estrelas com massas de cerca de 8 a 58 massas solares que concordam bem com a observação. .
Além disso, se a turbulência for fraca ou não resolvida nas simulações, os pesquisadores poderão reproduzir resultados semelhantes de simulações anteriores. Este resultado destaca pela primeira vez a importância da turbulência na formação das primeiras estrelas e oferece um caminho promissor para diminuir a escala de massa teórica das primeiras estrelas. Reconcilia com sucesso a discrepância de massa entre simulações e observações, fornecendo uma base teórica sólida para a primeira formação estelar.
