1. 제한된 냉각 메커니즘 :
* 인구 III 스타는 초기 우주의 깨끗하고 금속이없는 환경에서 형성되었습니다. 그들은 별 형성 동안 가스 구름을 냉각시키는 데 중요한 역할을하는 무거운 원소가 부족했습니다.
* 효율적인 냉각이 없으면 가스 구름은 더 작고 덜 거대한별로 쉽게 조각 할 수 없었습니다.
2. 에딩턴 한도 :
* Eddington 한계는 방사선 압력과 중력 사이의 균형에 따라 별 질량에 대한 이론적 상한을 설정합니다.
* 별 이이 한계를 초과하면 코어로부터의 방사선 압력은 중력을 극복하여 별의 불안정성과 잠재적 혼란을 초래할 수 있습니다.
* 인구 III 스타의 Eddington 한도는 약 500 개의 태양열로 추정됩니다.
3. 불확실성 및 관찰 제약 :
* 인구 III 별 질량의 실제 상한은 여전히 불확실하며 지속적인 연구에 따라 다릅니다.
* 이론적 모델은 약 500 개의 태양 질량을 제한하지만,이 별들에 대한 직접적인 관찰은 거리와 희미성으로 인해 매우 어려운 일입니다.
4. 가능한 시나리오 :
* 일부 이론은 인구 III 별이 더 넓은 범위의 질량으로 형성되어 잠재적으로 500 태양 질량 한계를 초과 할 수 있다고 제안합니다.
* 이것은 강한 자기장의 존재 또는 다른 가스 구름과의 상호 작용과 같은 특정 상황에서 발생할 수 있습니다.
키 포인트 :
* 500 태양 질량 한계는 절대 상한이 아닌 이론적 추정치입니다.
* 제한된 냉각 메커니즘과 Eddington 한계는 인구 III 별의 질량을 제한하는 데 중요한 역할을합니다.
* 관찰 데이터는 제한되어있어 이러한 이론적 예측을 확인하거나 반박하기가 어렵습니다.
추가 연구와 개선 된 관찰 기법은이 수수께끼의 첫 번째 별의 실제 질량 범위에 대해 더 많은 빛을 비출 것입니다.
