Simulaciones n-body de los primeros cúmulos de estrellas Camino de formación para agujeros negros de masa intermedia

Abstract

En este trabajo mostramos cómo se pueden haber formado semillas de agujeros negros de masa intermedia en el Universo temprano a través de colisiones estelares entre las primeras estrellas del Universo que formaron cúmulos estelares densos. Nuestro trabajo se centra en estudiar los primeros cúmulos estelares, formados por estrellas de población III que según estudios recientes deben haber sido mucho más masivas y con radios más grandes, por un factor de 100, que las estrellas formadas en el universo de hoy en día. Consideramos además los cúmulos más densos formados con un half-mass radius de 0.1 p arsec y libres de gas, y seguimos su evolución con simulaciones N-body usando el código NBODY6 hasta un tiempo de aproximadamente 2 Millones de años. Las colisión entre dos estrellas fue tratada con la aproximación hit and stick asumiendo que toda la masa se conserva y que el producto de la colisión tiene la misma densidad que las estrellas que colisionan. No incluimos evolución estelar ni una función de masa inicial en nuestras simulaciones. Nuestra investigación muestra que en dichos sistemas se produce una contracción de la parte central del cúmulo por interacciones entre las estrellas, las que comienzan a fusionarse con una sola estrella en el centro del cúmulo, formando un objeto que puede llegar a contener más del 10% de la masa total del sistema. Realizamos un total de 280 simulaciones para entender c omo el n umero de estrellas y su tama~no in uye en la formaci on y la masa final del objeto más masivo del cúmulo. Finalmente encontramos relaciones matemáticas que nos permiten estimar la masa del objeto a cualquier tiempo y para diferentes combinaciones del número de estrellas y su tamaño, en un cúmulo estelar del Universo temprano, mostrando que es posible formar agujeros negros con masas en el orden de 103 M dentro del tiempo de vida típico de las estrellas de población III. También exploramos los efectos del gas en los cúmulos y en el proceso de runaway growth usando un potencial de Plummer analítico y estático centrado en el cúmulo, sin acreción de masa ni expulsión de gas. Nuestros resultados muestran un incremento en el número de colisiones y en la masa del objecto final, sin embargo, encontramos un delay en el crecimiento del objeto más masivo relacionado a las dificultades para formar sistemas estelares binarios debido a las altas velocidades de las estrellas en esos sistemas producto de la fuerza gravitacional extra ejercida por el potencial. Finalmente realizamos las primeras simulaciones de prueba con la interfaz AMUSE, con el objetivo de acoplar en el futuro un código de hidrodinámica para tratar el gas de forma realista en futuras investigaciones. Comparamos los resultados con las simulaciones realizadas con NBODY6 encontrando un excelente acuerdo tanto en la evolución de los cúmulos como en la formación de objetos masivos en su centro.