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En 1944 , Walter Baade clasificó grupos de estrellas dentro de la Vía Láctea en poblaciones estelares . En el resumen del artículo, Baade reconoce que Jan Oort concibió originalmente este tipo de clasificación en 1926 . [1]
Baade observó que las estrellas más azules estaban fuertemente asociadas con los brazos espirales, y las estrellas amarillas dominaban cerca del bulbo galáctico central y dentro de los cúmulos estelares globulares . [2] Se definieron dos divisiones principales como población I y población II , y en 1978 se agregó otra división hipotética más nueva llamada población III .
Entre los tipos de población, se encontraron diferencias significativas con sus espectros estelares observados individualmente. Más tarde se demostró que estos eran muy importantes y posiblemente estaban relacionados con la formación de estrellas, la cinemática observada , [3] la edad estelar e incluso la evolución de las galaxias tanto en galaxias espirales como elípticas . Estas tres clases de población simples dividieron útilmente las estrellas por su composición química o metalicidad . [4] [5] [3]
Por definición, cada grupo de población muestra la tendencia en la que la disminución del contenido de metales indica una edad cada vez mayor de las estrellas. Por lo tanto, las primeras estrellas del universo (muy bajo contenido de metales) se consideraron población III, las estrellas viejas (baja metalicidad) como población II y las estrellas recientes (alta metalicidad) como población I. [6] El Sol se considera población I, una estrella reciente con una metalicidad relativamente alta del 1,4%. Tenga en cuenta que la nomenclatura astrofísica considera que cualquier elemento más pesado que el helio es un "metal", incluidos los no metales químicos como el oxígeno. [7]
La observación de los espectros estelares ha revelado que las estrellas más antiguas que el Sol tienen menos elementos pesados que el Sol. [3] Esto sugiere inmediatamente que la metalicidad ha evolucionado a través de las generaciones de estrellas mediante el proceso de nucleosíntesis estelar .
Según los modelos cosmológicos actuales, toda la materia creada en el Big Bang fue principalmente hidrógeno (75%) y helio (25%), y sólo una fracción muy pequeña consistía en otros elementos ligeros como el litio y el berilio . [8] Cuando el universo se enfrió lo suficiente, nacieron las primeras estrellas como estrellas de población III, sin metales más pesados contaminados. Se postula que esto afectó su estructura de modo que sus masas estelares llegaron a ser cientos de veces mayores que la del Sol. A su vez, estas estrellas masivas también evolucionaron muy rápidamente, y sus procesos nucleosintéticos crearon los primeros 26 elementos (hasta el hierro en la tabla periódica ). [9]
Muchos modelos estelares teóricos muestran que la mayoría de las estrellas III de población de gran masa agotaron rápidamente su combustible y probablemente explotaron en supernovas de inestabilidad de pares extremadamente energéticas . Esas explosiones habrían dispersado completamente su material, expulsando metales al medio interestelar (ISM), para ser incorporados a las generaciones posteriores de estrellas. Su destrucción sugiere que no deberían ser observables estrellas galácticas III de población de gran masa. [10] Sin embargo, algunas estrellas de población III podrían verse en galaxias de alto corrimiento al rojo cuya luz se originó durante la historia anterior del universo. [11] Los científicos han encontrado evidencia de una estrella extremadamente pequeña, ultrapobre en metales , ligeramente más pequeña que el Sol, encontrada en un sistema binario de brazos espirales en la Vía Láctea . El descubrimiento abre la posibilidad de observar estrellas aún más antiguas. [12]
Las estrellas demasiado masivas para producir supernovas con inestabilidad de pares probablemente habrían colapsado en agujeros negros mediante un proceso conocido como fotodesintegración . Es posible que durante este proceso se haya escapado algo de materia en forma de chorros relativistas , que podrían haber distribuido los primeros metales en el universo. [13] [14] [un]
Las estrellas más antiguas observadas hasta ahora, [10] conocidas como población II, tienen metalicidades muy bajas; [16] [6] A medida que nacieron las generaciones posteriores de estrellas, se enriquecieron más en metales, ya que las nubes gaseosas a partir de las cuales se formaron recibieron el polvo rico en metales fabricado por generaciones anteriores de estrellas de población III.
A medida que esas estrellas de población II morían, devolvían material enriquecido en metales al medio interestelar a través de nebulosas planetarias y supernovas, enriqueciendo aún más las nebulosas, a partir de las cuales se formaron las estrellas más nuevas. Estas estrellas más jóvenes, incluido el Sol , tienen por lo tanto el mayor contenido de metales y se conocen como estrellas de población I.
Las estrellas de población I, o ricas en metales, son estrellas jóvenes con la mayor metalicidad de las tres poblaciones y se encuentran más comúnmente en los brazos espirales de la Vía Láctea . El Sol es un ejemplo de estrella rica en metales y se considera una estrella de población intermedia I, mientras que μ Arae, similar al sol , es mucho más rica en metales. [17]
Las estrellas de población I suelen tener órbitas elípticas regulares del Centro Galáctico , con una velocidad relativa baja . Anteriormente se planteó la hipótesis de que la alta metalicidad de las estrellas de la población I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las otras dos poblaciones, porque se cree que los planetas , particularmente los terrestres , se forman por acreción de metales. [18] Sin embargo, las observaciones de los datos del Telescopio Espacial Kepler han encontrado planetas más pequeños alrededor de estrellas con una variedad de metalicidades, mientras que sólo planetas potencialmente gigantes gaseosos más grandes se concentran alrededor de estrellas con una metalicidad relativamente mayor, un hallazgo que tiene implicaciones para las teorías del gas. -formación gigante. [19] Entre las estrellas de población intermedia I y II se encuentra la población de discos intermedios.
Las estrellas de población II, o pobres en metales, son aquellas con relativamente pocos elementos más pesados que el helio. Estos objetos se formaron durante una época anterior del universo. Las estrellas de población intermedia II son comunes en el bulbo cerca del centro de la Vía Láctea , mientras que las estrellas de población II que se encuentran en el halo galáctico son más antiguas y, por tanto, más deficientes en metales. Los cúmulos globulares también contienen un gran número de estrellas de población II. [20]
Una característica de las estrellas de población II es que, a pesar de su menor metalicidad general, a menudo tienen una mayor proporción de " elementos alfa " (elementos producidos por el proceso alfa , como el oxígeno y el neón ) en relación con el hierro (Fe) en comparación con las estrellas de población I. ; La teoría actual sugiere que esto es el resultado de que las supernovas de tipo II contribuyeron más importantemente al medio interestelar en el momento de su formación, mientras que el enriquecimiento de metales de las supernovas de tipo Ia se produjo en una etapa posterior del desarrollo del universo. [21]
Los científicos se han centrado en estas estrellas más antiguas en varios estudios diferentes, incluido el estudio de prisma objetivo de Hong Kong de Timothy C. Beers et al . [22] y el estudio de Hamburgo- ESO de Norbert Christlieb et al., [23] comenzó originalmente con cuásares débiles . Hasta ahora, han descubierto y estudiado en detalle una decena de estrellas ultrapobres en metales (UMP) (como la estrella de Sneden , la estrella de Cayrel , BD +17° 3248 ) y tres de las estrellas más antiguas conocidas hasta la fecha: HE 0107-5240. , ÉL 1327-2326 y ÉL 1523-0901 . La estrella de Caffau fue identificada como la estrella más pobre en metales hasta el momento cuando fue encontrada en 2012 utilizando datos de Sloan Digital Sky Survey . Sin embargo, en febrero de 2014 se anunció el descubrimiento de una estrella de menor metalicidad, SMSS J031300.36-670839.3 , localizada con la ayuda de datos de estudios astronómicos SkyMapper . Menos extremos en su deficiencia de metales, pero más cercanos y más brillantes y, por lo tanto, más conocidos, son HD 122563 (una gigante roja ) y HD 140283 (una subgigante ).
Las estrellas de población III [24] son una población hipotética de estrellas extremadamente masivas, luminosas y calientes prácticamente sin "metales" , excepto posiblemente por eyecciones entremezcladas de otras supernovas cercanas de población III temprana. El término fue introducido por primera vez por Neville J. Woolf en 1965. [25] [26] Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo temprano (es decir, con un alto corrimiento al rojo) y pueden haber iniciado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno. , que son necesarios para la posterior formación de planetas y de la vida tal como la conocemos. [27] [28]
La existencia de estrellas de población III se infiere de la cosmología física , pero aún no han sido observadas directamente. Se ha encontrado evidencia indirecta de su existencia en una galaxia con lentes gravitacionales en una parte muy distante del universo. [29] Su existencia puede explicar el hecho de que en los espectros de emisión de los cuásares se observen elementos pesados, que no pudieron haberse creado en el Big Bang . [9] También se cree que son componentes de galaxias azules tenues . Estas estrellas probablemente desencadenaron el período de reionización del universo , una transición de fase importante del gas de hidrógeno que compone la mayor parte del medio interestelar. Las observaciones de la galaxia UDFy-38135539 sugieren que pudo haber desempeñado un papel en este proceso de reionización. El Observatorio Europeo Austral descubrió una bolsa brillante de estrellas de población temprana en la muy brillante galaxia Cosmos Redshift 7 del período de reionización, alrededor de 800 millones de años después del Big Bang, en z = 6,60 . El resto de la galaxia tiene algunas estrellas de población II más rojas posteriores. [27] [30] Algunas teorías sostienen que hubo dos generaciones de estrellas de población III. [31]
La teoría actual está dividida sobre si las primeras estrellas eran muy masivas o no. Una posibilidad es que estas estrellas fueran mucho más grandes que las estrellas actuales: varios cientos de masas solares , y posiblemente hasta 1.000 masas solares. Estas estrellas tendrían una vida muy corta y durarían sólo entre 2 y 5 millones de años. [32] Estrellas tan grandes pueden haber sido posibles debido a la falta de elementos pesados y a un medio interestelar mucho más cálido procedente del Big Bang. [ cita necesaria ] Por el contrario, las teorías propuestas en 2009 y 2011 sugieren que los primeros grupos de estrellas podrían haber consistido en una estrella masiva rodeada por varias estrellas más pequeñas. [33] [34] [35] Las estrellas más pequeñas, si permanecieran en el cúmulo de nacimiento, acumularían más gas y no podrían sobrevivir hasta el día de hoy, pero un estudio de 2017 concluyó que si una estrella de 0,8 masas solares ( M ☉ ) o menos fue expulsado de su cúmulo de nacimiento antes de que acumulara más masa, podría sobrevivir hasta el día de hoy, posiblemente incluso en nuestra galaxia, la Vía Láctea. [36]
El análisis de datos de estrellas de población II de metalicidad extremadamente baja , como HE 0107-5240 , que se cree que contienen los metales producidos por estrellas de población III, sugiere que estas estrellas libres de metales tenían masas de 20 a 130 masas solares. [37] Por otro lado, el análisis de cúmulos globulares asociados con galaxias elípticas sugiere que las supernovas de inestabilidad de pares , que típicamente están asociadas con estrellas muy masivas, fueron responsables de su composición metálica . [38] Esto también explica por qué no se han observado estrellas de baja masa con metalicidad cero , aunque se han construido modelos para estrellas de población III más pequeñas. [39] [40] Los cúmulos que contienen enanas rojas o enanas marrones de metalicidad cero (posiblemente creados por supernovas de inestabilidad de pares [16] ) se han propuesto como candidatos a materia oscura , [41] [42] pero las búsquedas de estos tipos de MACHO a través de Las microlentes gravitacionales han producido resultados negativos. [ cita necesaria ]
Las estrellas de población II se consideran semillas de agujeros negros en el universo primitivo, pero a diferencia de las semillas de agujeros negros de gran masa, como los agujeros negros de colapso directo , habrían producido estrellas ligeras; si hubieran podido crecer hasta alcanzar masas mayores a las esperadas, entonces podrían haber sido cuasi- estrellas , otras hipotéticas semillas de agujeros negros pesados que habrían existido en el desarrollo temprano del Universo antes de que el hidrógeno y el helio fueran contaminados por elementos más pesados.
La detección de estrellas de población III es un objetivo del Telescopio Espacial James Webb de la NASA . [43] Nuevos estudios espectroscópicos , como SEGUE o SDSS-II , también pueden localizar estrellas de población III. [ cita necesaria ]
El 8 de diciembre de 2022, los astrónomos informaron de la posible detección de estrellas de Población III. [44] [45]
Los dos tipos de poblaciones estelares fueron reconocidos por Oort entre las estrellas de nuestra galaxia ya en 1926.
