Les nuages ​​de gaz avec des masses bien supérieures à 10 $ ^ 3 \, M_ \ odot $ sont abondants dans les galaxies; le nuage typique de formation d'étoiles (les soi-disant nuages ​​moléculaires ) ont des masses de 10 $ ^ 3 \, M_ \ odot $ à $ 10 ^ 7 \, M_ \ odot $. Lorsque les quasistars (étoiles hypothétiques alimentées non par fusion nucléaire, mais par accrétion sur un trou noir central) ne peuvent pas exister aujourd'hui, c'est parce que tout le gaz de l'Univers est devenu pollué par des métaux.

Les étoiles se forment à partir de l'effondrement du gaz. des nuages. Pour qu'une région d'un nuage s'effondre, elle doit être suffisamment dense et suffisamment froide; s'il est trop dilué, il n'y a pas assez de gravité, et s'il fait trop chaud, l'énergie des atomes individuels contrecarre l'effondrement, faisant s'échapper les atomes.

Masse de Jeans

Ce critère est capturé dans l ' équation d'instabilité Jeans. La relation peut être exprimée de plusieurs manières; une façon est de dire que la masse du nuage - ou une petite région de celui-ci - doit dépasser la "masse Jeans": $$ M_ \ mathrm {cloud} \ gtrsim M_J \ simeq 3 \ times10 ^ 4 \ frac {T ^ {3/2}} {n ^ {1/2}} \, M_ \ odot, $$ où $ T $ (en $ K $) et $ n $ (en $ \ mathrm {cm} ^ {- 3} $) sont la température et la densité numérique du gaz.

D'après cette équation, vous voyez que plus le gaz est froid, plus le seuil est petit. En d'autres termes, les petites étoiles que vous pouvez former. Si le gaz n'est pas capable de refroidir, seuls les plus gros amas s'effondreront, et donc ces étoiles seront très massives.

Refroidissement du gaz

Alors, comment le gaz se refroidit-il? Le gaz chaud signifie que les particules ont de grandes vitesses. Si les particules entrent en collision, elles peuvent s'exciter les unes les autres, amenant un électron à un état plus élevé au détriment du ralentissement - c'est-à-dire du refroidissement. Lorsque l'électron se désexcite, un photon est émis, qui peut quitter le système. Ainsi, l'énergie cinétique des atomes est convertie en énergie électromagnétique qui s'échappe.

Cependant, un électron n'est excité que si l'énergie de la collision correspond étroitement à l'énergie nécessaire à l'excitation. Si l'énergie de collision est trop élevée ou trop faible, les atomes rebondissent simplement les uns sur les autres, conservant leur énergie totale (bien que l'un puisse transférer de l'énergie à l'autre).

L'effet des métaux

Si le gaz est uniquement constitué d'hydrogène et d'hélium, il n'y a que quelques énergies disponibles pour l'excitation. L'hydrogène peut se refroidir efficacement autour de $ T \ sim10 ^ 4 \, \ mathrm {K} $, tandis que l'hélium se refroidit efficacement autour de $ T \ sim10 ^ 5 \, \ mathrm {K} $, mais à d'autres températures, le le gaz a tendance à rester à sa température donnée.

Cependant, dès qu'il y a des métaux, les nombreux électrons de ces métaux, avec leurs nombreuses transitions possibles, permettent d'exciter des atomes aux nombreuses énergies possibles. Ainsi, avant qu'un nuage de gaz de $ M \ sim10 ^ 3 \, M_ \ odot $ ne s'effondre pour former une étoile $ 10 ^ 3 \, M_ \ odot $, il se fragmentera en plus petits morceaux, formant des étoiles plus petites.

Si vous construisez une proto-étoile très massive, plus de mille masses solaires, alors il est possible que le noyau de la proto-étoile s'effondre directement dans un trou noir alors qu'il est toujours entouré d'une enveloppe massive. L'effondrement se produira "à l'envers", de sorte que l'enveloppe s'effondre à un rythme plus lent. Cependant, il existe une vitesse maximale à laquelle les trous noirs peuvent se développer, car le matériau de compression devient très chaud et émet beaucoup de rayonnement et la pression de rayonnement peut bloquer l'effondrement (temporairement). C'est une quasi étoile.

La clé d'une quasi étoile est sa grande masse initiale, ce qui empêche l'enveloppe d'être "soufflée" par la libération initiale d'énergie lors de la formation du trou noir. De telles protostars massives ne peuvent être construites dans l'univers primitif qu'à partir de matériaux immaculés. Si le matériau est pollué par des éléments plus lourds, il peut se refroidir plus facilement - les atomes plus lourds peuvent former des molécules et émettre de l'énergie. Ce refroidissement permet à un gros nuage de se fragmenter en morceaux beaucoup plus petits, de sorte que dans l'univers actuel, l'effondrement d'un si grand nuage ne conduirait pas à une proto-étoile massive, mais à un groupe de proto-étoiles plus petites.

L'ajout de métaux (c'est-à-dire d'éléments plus lourds que l'hélium) à un mélange stellaire le rend moins transparent au rayonnement. Fondamentalement, l'hydrogène et l'hélium ont des spectres relativement simples et peu encombrés, mais les «métaux» ajoutent de nombreuses nouvelles raies spectrales et le mélange absorbe beaucoup plus de lumière et est chauffé plus efficacement par celui-ci et capte également plus d'élan.

Le gaz dans l'univers primitif contenait alors moins de métaux, et était donc moins affecté par le rayonnement d'une nouvelle étoile en condensation. Par conséquent, l'étoile pourrait atteindre une masse plus élevée avant que son rayonnement coupe l'afflux de gaz lui permettant de se développer. (Aujourd'hui, la limite supérieure pour la formation d'étoiles est d'environ 100 masses Ssolar; avec un mélange de H et He seulement, elle semble être aussi élevée que 250 masses solaires.) Voir l ' article Wikipedia pour un bon explication. Ces super-grandes étoiles sont nécessaires pour former un quasistar et ne peuvent se former qu'à partir de H / He non souillé. Ainsi, les quasistars (s'ils existent) ne pourraient se former que très tôt dans l'évolution de l'univers.