Sciencemag.cz
Doporučujeme
Po velkém třesku z chemických prvků nějaký čas existovaly pouze vodík a helium. Přibližně o 200 milionů let později začaly vznikat první hvězdy (populace III, Pop III).
Teprve tyto hvězdy zahájily ve svých jádrech výrobu těžších prvků. Když se hvězdy Pop III dostaly na konec svého životního cyklu, některé z nich explodovaly jako supernovy a rozptýlily nově syntetizované prvky do okolí. Typ příslušných prvních supernov a chemická signatura jejich výbuchu závisí na hmotnosti prvních hvězd v okamžiku jejich zániku. Pozorování hvězd extrémně chudých na kovy (extremely metal-poor, EMP), které vznikly po prvních hvězdách a jejich supernovách, byla v nové studii použita pro odhad typické hmotnosti prvních hvězd Pop III. Výsledek pozorování: množství prvků v EMP hvězdách naznačuje, že první hvězdy měly hmotnosti od 12 do 60 Sluncí.
Předchozí kosmologické simulace nicméně navrhovaly pro první hvězdy funkci hmotnosti s širokým rozptylem v rozmezí od 50 do 1 000 hmotností Slunce. Tento rozpor je matoucí.
Ching-Yao Tang a Ke-Jung Chen (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica ASIAA – Čínská akademie věd) využili superpočítač v Berkeley National Lab k vytvoření 3D hydrodynamických simulací turbulentních hvězdotvorných mračen pro první hvězdy s vysokým rozlišením. Výsledky naznačují, že nadzvuková turbulence účinně fragmentuje hvězdotvorná mračna do několika shluků, z nichž každý má hustá jádra o hmotnostech od 22 do 175 hmotností Slunce. Od toho se pak odvíjí tvrzení, že první hvězdy by měly mít hmotnosti přibližně 8 až 58 Sluncí, což celkem dobře odpovídá pozorování.
Výsledek tak má „úspěšně smiřovat nesoulad hmotností určenými simulacemi a pozorováními“, praví průvodní tisková zpráva.
Ching-Yao Tang et al, Clumpy structures within the turbulent primordial cloud, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2024). DOI: 10.1093/mnras/stae764
Zdroj: ASIAA / Phys.org
Kosmologická struktura v období vzniku prvních hvězd asi 200 milionů let po velkém třesku. Šedá struktura znázorňuje rozložení temné hmoty v době vzniku prvních hvězd v některých halo temné hmoty. Barevné skvrny představují hvězdy s různou hmotností. Kredit: ASIAA/ Ke-Jung Chen
