Aún no podemos ver las primeras estrellas, pero si sus descendientes directos        

Por: Brian Koberlein, Universe Today.

22 de septiembre de 2023.

Esta impresión artística muestra una estrella de Población III que es 300 veces más masiva que nuestro Sol explotando como una supernova de inestabilidad de pares. Crédito de la imagen: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine.

Somos descendientes de los elementos primitivos, somos el polvo desechado de las primeras estrellas, y de muchas generaciones de estrellas después. Así pues, nuestra búsqueda de las primeras estrellas del Cosmos es una búsqueda de nuestra propia historia. Si bien no hemos capturado la luz de esas primeras estrellas, algunos de sus hijos directos pueden estar en nuestra propia galaxia. Las primeras estrellas eran extremadamente masivas, sin ningún elemento más pesado que limitara su masa, necesitaban ser aproximadamente 300 veces más grandes que nuestro Sol para desencadenar la fusión nuclear en su núcleo. Debido a su tamaño, atravesaron sus ciclos de fusión con bastante rapidez y vivieron vidas muy cortas.

Pero las explosiones de supernovas que señalaron las muertes de esa primera generación dispersaron elementos más pesados, como el carbono y el hierro, a partir de los cuales se formaron nuevas estrellas. Las grandes estrellas de segunda generación también murieron como supernovas y dispersaron elementos aún más pesados. Como resultado, cada generación de estrellas contenía más y más de estos elementos. En la jerga astronómica, se dice que cada generación tiene una metalicidad más alta.

Por supuesto, puede resultar confuso saber en qué generación se encuentra una estrella. Claramente, las primeras estrellas, formadas enteramente a partir de hidrógeno y helio primordiales, son estrellas de primera generación, y las estrellas que se forman enteramente a partir de restos de las primeras generaciones son verdaderas estrellas de segunda generación. Pero las estrellas se forman en tamaños diferentes, por lo que es muy probable que algunas estrellas masivas de segunda generación se convirtieran en supernovas antes que algunas de las estrellas más pequeñas de primera generación.

Muchas de las primeras estrellas podrían haberse formado principalmente a partir de material de primera generación con un toque de polvo de segunda generación, mientras que otras se formaron principalmente a partir de estrellas de segunda generación con una pizca de herencia de primera generación. Es probable que estrellas como nuestro Sol sean una mezcla de material de varias generaciones.

En el caso de las estrellas modernas, en lugar de intentar determinar su generación, los astrónomos las clasifican en poblaciones según su metalicidad. La metalicidad de una estrella se toma como la relación entre hierro y helio [Fe/He] en una escala logarítmica. Las estrellas de población I tienen una [Fe/He] de al menos -1, lo que significa que tienen el 10% de la proporción de hierro del sol o más. Las estrellas de población II tienen una [Fe/He] inferior a -1. La tercera categoría, Población III, está reservada para verdaderas estrellas de primera generación.

En la Vía Láctea, la mayoría de las estrellas del plano galáctico son estrellas de población I, como el Sol. Se formaron mucho más tarde en la historia de nuestra galaxia y son más jóvenes y tienen más metales. Las estrellas más antiguas de población II generalmente se encuentran en el halo que rodea nuestra galaxia o en los viejos cúmulos globulares que orbitan alrededor de la Vía Láctea. Esto tiene sentido ya que las estrellas más viejas han tenido más tiempo para salir del plano galáctico. Dada la evolución de nuestra galaxia, es muy probable que algunas de las estrellas de la población II en nuestro halo sean verdaderamente estrellas de segunda generación. Pero ¿cómo podemos distinguirlas de otras estrellas viejas?

En una nueva investigación, se propone la resolución de esta pregunta, Analiza tanto observaciones de quásares distantes como simulaciones de estrellas de población III para determinar la metalicidad de estrellas verdaderamente de segunda generación. Los autores descubrieron que, si bien las estrellas de segunda generación serían raras en el halo de la Vía Láctea, algunas podrían estar acechando allí. La clave para identificarlos no es su abundancia de hierro en relación con el helio, [Fe/He], sino más bien las proporciones de carbono y magnesio con respecto al hierro, [C/Fe] y [Mg/Fe].

El carbono se forma en las estrellas como parte del ciclo CNO, que es el ciclo de fusión de segundo nivel después de la quema de hidrógeno. El magnesio es producto de una fusión de 3 etapas de carbono con helio. Muchas estrellas de primera generación explotaron como supernovas de alta potencia, pero algunas explotaron con menor energía. Estas supernovas de baja energía desprenderían elementos como el carbono y el magnesio, pero no mucho hierro. Por lo tanto, las estrellas con una relación [C/Fe] excepcionalmente alta probablemente se formaron a partir del material remanente de una única estrella de primera generación. Cuanto menor sea la relación [C/Fe], más probable será que se forme una estrella de población II a partir de estrellas de primera y segunda generación.

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