Astronomía

¿Cómo se puede formar una estrella muy vieja entre las estrellas de Población III?

¿Cómo se puede formar una estrella muy vieja entre las estrellas de Población III?


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Después de mirar algunos artículos sobre estrellas viejas (esto, aquello y este artículo de Wikipedia), pensé en cómo se pudo haber formado una estrella tan vieja y pequeña. Como el universo primitivo tenía estrellas muy masivas de tipo temprano y (¿no? ¿Casi ninguna?) Estrellas más pequeñas de tipo tardío. Entonces, ¿cómo podría un ~$ 1M_ odot $ se formaron estrellas en el universo temprano, donde dominaban las estrellas masivas de Población III?

Aquí están mis teorías, si las puede encontrar útiles.

Pérdida masiva a través de un compañero muerto hace mucho tiempo

Star Foo y Star Bar son ambos $ 300 M_ odot $ estrellas en órbita cercana entre sí. Star Bar es un poco más masivo que Star Foo, lo que hace que Star Foo pierda masa frente a Star Bar. Ahora, Star Bar es $ 580 M_ odot $ y Star Foo ahora está drenado para $ 20 M_ odot $. A medida que Star Bar envejece y se convierte en una supergigante, Star Foo es envuelto por Star Bar, reduciendo la masa de Foo a $ text {1-2} M_ odot $. Star Bar luego se convierte en supernova, expulsando a Star Foo. 13 mil millones de años después, Star Foo envejece y se convierte en un subgigante, lo que vemos hoy.

Formado en el disco de una estrella masiva

Cuando el universo era joven, había muchos materiales para crear estrellas. Se formó una estrella masiva, la estrella Foo. Tenía un vasto disco de material gaseoso, que pesaba más de $ 2 M_ odot $. En el disco, las perturbaciones provocaron la formación de una masa masiva de gas, provocando la ignición del hidrógeno y creando una pequeña enana amarilla de masa. $ 0.8 M_ odot $, llamado Star Bar. Cuando Foo se convirtió en supernova, Bar fue expulsado. 13 mil millones de años después, vemos un ultra-subgigante limítrofe de tipo G tardío, pobre en metales, muy viejo.

Separado del sobre de una estrella masiva

Una región masiva de formación de estrellas crea una estrella, Foo. Foo es muy masivo y grande, y comienza a perder masa a través del viento estelar. En una erupción masiva, sobre $ 1 M_ odot $ es expulsado del sobre de la estrella. Este grupo de gas colapsa por su propio peso para formar una pequeña estrella similar al Sol. A medida que el universo envejece, vemos una gigante roja muy vieja y pobre en metales.


Muchos astrónomos y cosmólogos conjeturan que las estrellas de Población III eran muy masivas, quizás incluso extremadamente masivas. Si bien esta opinión no es universal, parece ser dominante. Si este es el caso, al menos algunas de las primeras estrellas murieron poco después de su formación, dentro de un millón de años o menos. Esto, a su vez, habría significado que las semillas de las primeras estrellas de la Población II hubieran estado presentes en algunos lugares poco después de que se formaran las primeras estrellas y luego murieran.

No todas las estrellas de la Población III se formaron (y murieron) al mismo tiempo, y esas semillas necesarias para crear las primeras estrellas de la Población II no se habrían dispersado de manera uniforme. Entonces, al menos durante algún período de tiempo en la historia temprana de la formación estelar, habría habido una mezcla de estrellas de Población III en algunos lugares, estrellas de Población II en otros.


¿Se han descubierto finalmente las estrellas de la Población III?

¿Qué son las estrellas de Población III? En resumen, la supuesta historia es la siguiente:

Figura 1: Una galaxia recién encontrada llamada CR7 (que se ve aquí en una ilustración de un artista y rsquos) es la más brillante conocida hasta ahora (considerando su distancia declarada) y puede contener algunas de las estrellas más antiguas del universo. Crédito: ESO / M. Kornmesser

La bola de fuego supercaliente del Big Bang solo produjo hidrógeno (

25%) y pequeñas trazas de litio. Entonces, las primeras estrellas en formarse (con el nombre de estrellas de Población III) solo pudieron formarse a partir de estos gases. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados ​​que el helio como & lsquometals & rsquo. Por eso llaman a este tipo de estrellas extremadamente pobres en metales. Pero cada generación sucesiva de estrellas, que se formó a partir de los productos de explosiones de supernovas de la generación de estrellas anteriores a ellas, que produjeron todos los elementos más pesados, se volvió cada vez más rica en metales. La fusión nuclear dentro de las estrellas durante su vida produjo los elementos más pesados, los & lsquometales & rsquo, como el carbono, el oxígeno y el nitrógeno, que se liberaron al espacio cuando las estrellas explotaron. Durante la explosión real, se teoriza que también se produjeron los elementos más pesados. Las estrellas de Población III supuestamente fueron las primeras estrellas formadas poco después del Big Bang.

Hasta ahora (como se afirma) estas estrellas originales nunca se han observado, por lo tanto, no eran más que hipotéticas. Pero su existencia es una predicción del Big Bang.


Ancient Star encontró que & # 8217 es solo un poco más joven que el universo mismo

Según la teoría cosmológica más aceptada, las primeras estrellas de nuestro Universo se formaron aproximadamente entre 150 y mil millones de años después del Big Bang. Con el tiempo, estas estrellas comenzaron a unirse para formar cúmulos globulares, que lentamente se fusionaron para formar las primeras galaxias, incluida nuestra propia Vía Láctea. Durante algún tiempo, los astrónomos han sostenido que este proceso comenzó para nuestra galaxia hace unos 13.510 millones de años.

De acuerdo con esta teoría, los astrónomos creían que las estrellas más antiguas del Universo eran masivas de corta duración que desde entonces murieron. Sin embargo, un equipo de astrónomos de la Universidad Johns Hopking descubrió recientemente una estrella de baja masa en la Vía Láctea & # 8217s & # 8220thin disk & # 8221 que tiene aproximadamente 13.500 millones de años. Este descubrimiento indica que algunas de las primeras estrellas del Universo podrían estar vivas y disponibles para su estudio.

Esta estrella fue descubierta como compañera de 2MASS J18082002–5104378, una subgigante que se encuentra aproximadamente a 1.950 años luz de la Tierra (en la constelación de Ara) y tiene un bajo contenido de metales (metalicidad). Cuando se observó por primera vez en 2016, el equipo de descubrimiento notó un comportamiento inusual que atribuyeron a la existencia de un compañero invisible, posiblemente una estrella de neutrones o un agujero negro.

Impresión artística de un sistema estelar binario formado por una gigante roja y una estrella de neutrones. Crédito: ESO / M. Garlick / Universidad de Warwick

Por el bien de su estudio, que se publicó recientemente en El diario astrofísico, el equipo de John Hopkins observó este sistema estelar entre 2016 y 2017 utilizando los Telescopios Magallanes en el Observatorio Las Campanas en Chile. Después de observar los espectros del sistema, pudieron discernir la presencia de una estrella secundaria extremadamente débil, que desde entonces ha sido designada como 2MASS J18082002–5104378 B.

En combinación con las mediciones de velocidad radial de su primaria, que arrojaron estimaciones de masa, el equipo determinó que la estrella es una estrella de baja masa y metalicidad extremadamente baja. Basándose en su bajo contenido de metales, también determinaron que tiene 13.500 millones de años, lo que la convierte en la estrella ultra pobre en metales más antigua descubierta hasta la fecha. Esto significa que, en términos cósmicos, la estrella es una sola generación alejada del Big Bang.

Como Kevin Schlaufman & # 8211 un profesor asistente de física y astronomía y el autor principal del estudio & # 8211 indicó en un comunicado de prensa de JHU Hub, este fue un hallazgo extremadamente inesperado. & # 8220 Esta estrella es quizás una de cada 10 millones & # 8221, dijo. & # 8220Nos dice algo muy importante sobre las primeras generaciones de estrellas. & # 8221

Si bien los astrónomos han encontrado 30 estrellas antiguas ultra pobres en metales en el pasado, cada una de ellas tenía la masa aproximada del Sol. Sin embargo, la estrella que encontraron Schlaufman y su equipo tenía solo el 14% de la masa del Sol (lo que la convierte en una enana roja de tipo M). Además, se descubrió que todas las estrellas de metalicidad ultrabaja previamente descubiertas en nuestra galaxia tenían órbitas que generalmente las llevaban lejos del plano galáctico.

Artista & # 8217s impresión de las estrellas de Población 3 nacidas hace más de 13 mil millones de años & # 8211 los tipos de estrellas más antiguos, más antiguos y presumiblemente ahora extintos. Crédito: NASA.

Sin embargo, este sistema estelar recién descubierto orbita nuestra galaxia en una órbita circular (como nuestro Sol), que la mantiene relativamente cerca del plano. Este descubrimiento desafía una serie de convenciones astronómicas y también abre algunas posibilidades muy interesantes para los astrónomos.

Por ejemplo, los astrónomos han teorizado durante mucho tiempo que las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang (conocidas como estrellas de Población III) habrían estado compuestas en su totalidad por los elementos más básicos, es decir, hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de litio. Estas estrellas luego produjeron elementos más pesados ​​en sus núcleos que fueron liberados al Universo cuando alcanzaron el final de su vida útil y explotaron como supernovas.

La próxima generación de estrellas que se formó se compuso principalmente de los mismos elementos básicos, pero también incluyó nubes de estos elementos más pesados ​​de la generación anterior de estrellas en su composición. Estas estrellas crearon elementos más pesados ​​que luego liberaron al final de su vida útil, aumentando gradualmente la metalicidad de las estrellas en el Universo con cada generación posterior.

En resumen, los astrónomos creían hasta finales de la década de 1990 que todas las estrellas más tempranas (que habrían sido masivas y de corta duración) se extinguieron hace mucho tiempo. En las últimas décadas, se han realizado simulaciones astronómicas que han indicado que aún podrían existir estrellas de baja masa de la primera generación. A diferencia de las estrellas gigantes, las enanas de baja masa (como las enanas rojas) pueden vivir hasta billones de años.

Impresión artística de Proxima b, que orbita una estrella enana roja longeva. Crédito: ESO / M. Kornmesser

El descubrimiento de esta nueva estrella ultra pobre en metales no solo confirma esta posibilidad, sino que indica que podría haber muchas más estrellas en nuestra galaxia que tengan masas muy bajas y una metalicidad muy baja & # 8211 que de hecho podrían ser parte del Universo & # 8217s primeras estrellas. Como indicó Schlaufman:

& # 8220Si nuestra inferencia es correcta, entonces pueden existir estrellas de baja masa que tienen una composición exclusivamente resultado del Big Bang. Aunque todavía no hayamos encontrado un objeto así en nuestra galaxia, puede existir. & # 8221

Si es cierto, esto podría permitir a los astrónomos estudiar cómo eran las condiciones poco después del Big Bang y antes del final de la & # 8220Dark Ages & # 8221. Este período, que duró aproximadamente mil millones de años después del Big Bang, es también cuando las primeras estrellas y galaxias comenzaron a formarse, pero aún es inaccesible para nuestros telescopios más poderosos. Pero con las estrellas que sobreviven de este período muy temprano de evolución cósmica, los astrónomos pueden finalmente tener una ventana a esta época misteriosa.

Asegúrese de disfrutar de este video que ilustra la órbita de 2MASS J18082002–5104378 B & # 8217 alrededor de la Vía Láctea, cortesía de JHU:


Simulaciones informáticas a gran escala del universo

Un titular de noticias de la BBC leído y ldquoLa evolución del universo recreada en el laboratorio. & rdquo 2 Esta historia trata sobre un equipo internacional de investigadores que & ldquo & hellipcrearon la simulación visual más completa de cómo evolucionó el Universo. & rdquo Utilizaron una supercomputadora para crear un modelo del supuesto universo temprano en el que mostraron & ldquo & hellip cómo se formaron las primeras galaxias. alrededor de grupos de una sustancia misteriosa e invisible llamada materia oscura. & rdquo La Fig. 2 muestra los resultados de su simulación en comparación con el Universo real. El resultado se ve muy bien, ¿no es así? ¿Quizás hayan resuelto el problema del origen del Universo?

Figura 2. El Universo real fotografiado por el telescopio Hubble está a la izquierda. A la derecha está lo que emerge de la simulación. Crédito Ref. 2.

No estaban trabajando en el tamaño de escala de las estrellas, sino en la estructura a gran escala del Universo y la formación de galaxias. El artículo informa (mi énfasis agregado):

Tuvieron que usar materia oscura como la & lsquoseeds & rsquo o las galaxias no se condensarían en sus simulaciones. El profesor Carlos Frenk (Universidad de Durham) dijo (mi énfasis añadido):

Sin este desconocido & lsquogod of the gap & rsquo, simplemente no puedes hacer que las simulaciones produzcan nada que se parezca al Universo real. Las leyes de la física conocida no lo permitirán. El Dr. Vogelsberger del Instituto de Tecnología de Massachusetts (MIT) dijo (se agregaron mis énfasis):

Finalmente, el cosmólogo Dr. Robin Catchpole (el Instituto de Astronomía en Cambridge) agrega lo que el reportero llamó una nota de precaución (mi énfasis agregado):


Los astrónomos detectan estrellas de primera generación, hechas a partir del Big Bang

Un equipo de astrónomos ha encontrado la mejor evidencia hasta ahora para la primera generación de estrellas, las que están hechas solo con ingredientes proporcionados directamente por el Big Bang. Hechas esencialmente solo de hidrógeno y helio, se predice que estas estrellas de la población III serán de un tamaño enorme y vivirán rápido y morirán jóvenes. Hasta hace poco, muchos astrónomos habían pensado que nunca serían capaces de ver tales estrellas, porque todas se habrían quemado y muerto en la historia temprana del universo, demasiado lejos para que podamos verlas. Pero utilizando nuevos instrumentos en los mejores telescopios del mundo, el equipo encontró una galaxia excepcionalmente brillante que parece tener todas las características de contener estrellas de población III.

“La evidencia es fuerte. Hicieron un trabajo cuidadoso ”, dice Avi Loeb, presidente del departamento de astronomía de la Universidad de Harvard.

Los teóricos predicen que las nubes de gas en el universo temprano habrían permanecido relativamente calientes desde el Big Bang y, por lo tanto, resistirían la condensación para formar estrellas. Mezclar una pequeña cantidad de elementos más pesados ​​ayuda a que las nubes de gas se enfríen, porque esos elementos son más fáciles de ionizar y, por lo tanto, eliminan el calor en forma de radiación. Pero esos elementos pesados ​​aún no se habían formado en el universo temprano, por lo que las estrellas crecieron a tamaños enormes, cientos o incluso mil veces más grandes que nuestro sol, antes de que sus núcleos fueran lo suficientemente densos como para provocar la fusión. Una vez que empezaron, se quemaron rápido y calientes, emitiendo mucha luz ultravioleta y consumiéndose en unos pocos millones de años.

Fue tal ardor lo que creó los elementos más pesados ​​que ahora pueblan el universo. La fusión en los núcleos de las estrellas fusiona los átomos ligeros en otros más pesados, todo el carbono, oxígeno, hierro y todo lo demás necesario para formar nubes de polvo, planetas y vida. Estos elementos más pesados ​​se dispersan cuando una estrella termina su vida y explota. Entonces, todo el gas que existe en el universo ahora tiene un puñado de elementos más pesados, que le permiten enfriarse más fácilmente. Como resultado, las estrellas tienden a ser más pequeñas, brillan menos y viven más que sus antepasados.

Los científicos pensaban que las estrellas de la población III probablemente residían en pequeñas galaxias primordiales tenues que los astrónomos nunca verían. Pero un equipo dirigido por David Sobral de la Universidad de Lisboa llevó a cabo un estudio con el telescopio Subaru de 8,2 metros en Mauna Kea, Hawái, de galaxias que brillaban intensamente en longitudes de onda ultravioleta hasta unos 800 millones de años después del Big Bang, cuando el universo tenía aproximadamente un 6% de su edad actual. Encontraron un número inesperado de candidatos brillantes. Para descartar otros posibles objetos que brillan en el ultravioleta, hicieron observaciones de seguimiento de las dos fuentes más prometedoras utilizando el Very Large Telescope de Europa en Chile, los telescopios Keck en Mauna Kea y el telescopio espacial Hubble.

La más interesante de las dos, una galaxia apodada CR7, demostró ser la galaxia más brillante encontrada hasta ahora en el universo temprano, tres veces más brillante que el poseedor del récord anterior. Además de su fuerte luz ultravioleta de hidrógeno ionizado, emitió una fuerte señal de helio, una firma esperada de una galaxia de estrellas de población III, pero nada más, lo que sugiere que las estrellas carecían de elementos más pesados. “No había rastro de otras líneas, solo helio e hidrógeno”, dice Sobral. Al observar CR7 más de cerca con Hubble, el equipo distinguió tres regiones distintas con diferentes emisiones: una que se ve claramente como estrellas de población III y las otras que contienen estrellas más frías y normales, informará el equipo en una próxima edición de El diario astrofísico. Esto, dice Sobral, sugiere una ola de formación de estrellas a través de la galaxia, con la primera región en comenzar a brillar más tarde consumiéndose y las estrellas de la población III comenzando en otros lugares y así sucesivamente. Tal ola en esta etapa de la evolución del universo, "sería lo que cabría esperar", dice Loeb.

"Este campo, de estrellas y galaxias de primera generación, era principalmente teórico hasta hace poco", dice Loeb. "Es gratificante ver pruebas de que se trata de cosas reales". Mark Dijkstra de la Universidad de Oslo advierte, sin embargo, que todavía hay algunos aspectos inexplicables de CR7, como por qué existiría una galaxia de población III tan masiva tanto tiempo después del Big Bang. "Incluso si CR7 no está impulsada por estrellas de población III, al menos nos dará nuevos conocimientos sobre la formación de galaxias (y posiblemente agujeros negros) en el universo temprano".

Pero Sobral dice que la encuesta del grupo ya ha arrojado candidatos "aún más espectaculares". “Esto es solo el comienzo”, dice.


La pequeña estrella podría ser un espécimen del universo temprano

Por: Christopher Crockett 12 de noviembre de 2018 0

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Un sol de baja masa con pocos elementos más pesados ​​que el helio ofrece la esperanza de que la galaxia pueda contener supervivientes de la primera generación de estrellas.

El sistema binario de 13.500 millones de años 2MASS J18082002–5104378 se encuentra en el plano de la galaxia con el cuadro amarillo en esta imagen.
Y. Beletsky (ESO) / 2MASS / Digital Sky Survey

Las primeras estrellas en iluminar el universo, también conocidas como Estrellas de población III - se presume que fueron gigantes, cientos de veces más pesados ​​que el Sol. Pero una estrella insignificante recientemente descubierta en nuestra galaxia podría ser un espécimen antiguo que muestra cómo la primera generación estelar podría haber contenido algunos ritos que todavía viven entre nosotros hoy.

La estrella en cuestión, que se estima en unos 13.500 millones de años, contiene muy pocos elementos más pesados ​​que el helio, una señal de que nació durante una época mucho más prístina antes de que otras estrellas se dedicaran a forjar átomos como el carbono, el oxígeno y el hierro. y arrojándolos al espacio. Eso no es muy sorprendente, los astrónomos conocen un par de docenas de estrellas que tienen abundancias similares de elementos.

Pero dos cosas hacen que esta estrella se destaque. Tiene solo un 14% de la masa del Sol, apenas lo suficientemente pesado como para encender la fusión de hidrógeno en su núcleo y llamarse a sí mismo una estrella. Y es la mitad más delgada de un sistema estelar binario, lo que da una pista sobre cómo se formó.

Kevin Schlaufman (Universidad Johns Hopkins) y sus colegas publicaron su hallazgo en el 10 de noviembre. Diario astrofísico.

La mejor explicación para el origen de la estrella, dice Schlaufman, es que se formó a partir de la acumulación de gas en un disco que una vez giró alrededor del más masivo del dúo, un proceso conocido como fragmentación del disco. Y si eso puede suceder con estrellas tan prístinas como estas dos, argumenta, entonces también debería ser posible que estrellas con masas más similares a las del Sol se formen y sobrevivan en discos alrededor de algunas estrellas gigantes de la Población III.

Ubicado a unos 2.000 años luz de distancia en la constelación austral de Ara, este sistema, designado 2MASS J18082002–5104378, fue descubierto en 2016. Los investigadores notaron entonces su aparente baja abundancia de rieles, la jerga de los astrónomos para cualquier elemento que no sea hidrógeno o helio.

Schlaufman y sus colegas observaron más de cerca y descubrieron que la estrella era en realidad dos estrellas orbitando entre sí una vez cada 35 días. La espectroscopia proporcionó las velocidades orbitales de las estrellas, que a su vez reveló que sus masas eran de 0,14 y 0,76 masas solares. Los datos también mostraron que la cantidad de hierro en comparación con el hidrógeno en las atmósferas de las estrellas, una medida común de la abundancia de metales de una estrella, o metalicidad - es aproximadamente una diezmilésima parte del sol.

"Esto es interesante porque dice que las estrellas de muy baja masa pueden formarse incluso con estas metalicidades muy bajas", dice Elisabetta Caffau (Observatorio de París, Francia), que no participó en esta investigación, pero descubrió su propia masa baja y baja masa. estrella de metalicidad en 2011. “Si bien hay afirmaciones teóricas de que por debajo de cierta metalicidad crítica no se pueden formar estrellas de baja masa, otras teorías afirman que incluso para el gas que está totalmente desprovisto de metales, las estrellas de baja masa pueden formarse a través de la fragmentación de nubes que se derrumban ".

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas que colapsan. Los metales ayudan a ese proceso al proporcionar un medio eficiente para enfriar el gas. Cuanto más frío se pone el gas, más pequeño se puede arrugar. Es por eso que se presume que todas las estrellas de la Población III fueron gigantes. Sin metales, el gas no podría aplastarse en orbes relativamente pequeños.

"Si tiene una fragmentación eficiente, eso aumenta las posibilidades de que cree una estrella de masa solar", dice el coautor del estudio, Schlaufman. Y a diferencia de las gigantescas estrellas de Población III, que pueden haber vivido solo un millón de años y explotaron hace mucho tiempo, las estrellas de primera generación de baja masa podrían haber sobrevivido hasta la actualidad.

"Esa es la razón por la que deberíamos seguir buscando estrellas de población III de baja masa en la galaxia", dice Schlaufman. "No debemos desesperarnos, hay buenas razones para pensar que todavía están allí".


Ep. 75: Poblaciones estelares

Después del Big Bang, todo lo que teníamos era hidrógeno, un poco de helio y algunos otros oligoelementos. Hoy en día, tenemos toda una tabla periódica de elementos para disfrutar, desde el oxígeno que respiramos hasta las latas de aluminio de las que bebemos y el uranio que alimenta los hogares de algunas personas. ¿Cómo pasamos del hidrógeno viejo a nuestra diversidad actual? Provino de estrellas, de hecho sucesivas generaciones de estrellas.

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Artículos de revistas y libros

    Aparna Venkatesan, Jason Tumlinson, J. Michael Shul (ApJ 584 p. 621) & # 8211 Lineweaver, Charles (Icarus 151 p. 307) Heger, A., Woosley, SE (ApJ 567 p. 532) Jason Tumlinson, J. Michael Shull, Aparna Venkatesan (ApJ 584 p. 608) Nagamine, Kentaro Fukugita, Masataka Cen, Renyue Ostriker, Jeremiah P. (ApJ 558 p. 497) Nuno C. Santos, Willy Benz y Michel Mayor (Science 310 p. 251 ) Hubert Klahr (Cambridge University Press 2006)

Transcripción: Poblaciones estelares

Fraser: Después del Big Bang, todo lo que teníamos era hidrógeno, un poco de helio y algunos otros oligoelementos. Hoy en día, tenemos toda una tabla periódica de elementos para disfrutar, desde el oxígeno que respiramos hasta las latas de aluminio de las que bebemos y el uranio que alimenta los hogares de algunas personas. ¿Cómo pasamos del hidrógeno viejo a nuestra diversidad actual? Provino de estrellas, de hecho sucesivas generaciones de estrellas.

Dejemos que & # 8217s comience desde el principio. Pamela, ¿puedes contarnos cómo eran las condiciones justo después del Big Bang?

Pamela: Inmediatamente después del Big Bang, voy a saltar hacia adelante y saltar a la derecha después de que se haya formado el fondo cósmico de microondas. Regrese, escuche nuestros programas sobre el Big Bang y justo después de que se formó el fondo cósmico de microondas, tenemos un universo que es gas. Es gaseoso. Necesita que algo venga y aclare el gas, como una persona que comió demasiado.

En este gas, es prácticamente constante en todas partes, pero hay ligeras inhomogeneidades, ligeras diferencias de un lugar a otro, donde algunos lugares tienen un poco más de materia (y por materia me refiero tanto a la materia luminosa como a la materia oscura).

Fraser: Pero, ¿qué es el gas?

Fraser: Es solo hidrógeno, un poco de helio, oligoelementos.

Pamela: Sí, y trazas de litio y berilio.

Fraser: Correcto, y el hidrógeno es lo que se formó justo en el Big Bang, el helio y otros se formaron cuando todo el universo actuaba como una gran estrella gigante y en un estado comprimido.

Fraser: Sí, y lo cubrimos en el episodio del Big Bang. No quiero excederme, pero pon a todo el mundo al día.

Pamela: Este universo de gas, estas ligeras diferencias de un lugar a otro en la densidad hicieron que comenzara a fragmentarse. Si miras diferentes imágenes de nebulosas, verás que en algunas de ellas puedes ver la grumosidad en ellas. Puedes ver la fragmentación y el proceso de formación de las estrellas. Puedes ver esto en la Nebulosa de Orión y la Nebulosa del Águila. El universo entero era básicamente una de estas regiones de formación de estrellas gigantes.

Debido a que el universo era solo hidrógeno, algo de helio y trazas de litio y berilio, los tipos de estrellas que tenemos hoy no se habrían podido formar. De hecho, necesitamos metales para obtener estrellas pequeñas. Esto se debe a que los metales ayudan a que la energía escape de la estrella y la enfríe. Sin esa capacidad de enfriarse, las estrellas se vuelven realmente grandes, realmente calientes, realmente poderosas y viven vidas muy cortas.

Fraser: Pero, ¿y si no tiene suficiente gas? Justo al principio, todo el universo estaba mucho más comprimido de lo que está hoy. Puedo ver cómo debe haber habido cantidades gigantescas de gas que se unieron en varios lugares, pero si tuviera una pequeña cantidad de gas, ¿no se uniría como una pequeña cantidad de estrella?

Pamela: Esta es una de esas cosas sobre las que se debate mucho en la comunidad astronómica. Tengo que admitir que, como comunidad, no somos de una sola mente. Observacionalmente, si se hubieran formado estrellas pequeñas, si hubiera estrellas que tuvieran incluso un 80% del tamaño del Sol, todavía estarían merodeando. Podremos verlos en alguna parte. Quizás no en grandes cantidades, pero probablemente ya habríamos encontrado uno que tuviera esta proporción primordial de abundancias: no tenía hierro, no tenía carbono. No hemos encontrado ninguna estrella como esa.

Fraser: Oohh, está bien. Correcto, porque una estrella que es más pequeña que el Sol quemará su combustible más lentamente y durará mucho más. Puede que ni siquiera se haya hecho su fase de secuencia principal y lo veríamos. Debido a que el universo tiene sólo 13.500 millones de años, miramos estas estrellas y pensamos: "Esa es una estrella de 13.500 millones de años, debe haberse formado a partir de esos elementos primordiales".

Pamela: No estamos encontrando esas estrellas.

Fraser: ¿Siempre? ¿No se ha encontrado una sola estrella así?

Pamela: Entonces, cuando hacemos los modelos de computadora (bueno, nosotros no, cuando otras personas que son mucho mejores programadores que yo se van y hacen los modelos), están encontrando que las estrellas salen naturalmente cuando se equilibra toda la termodinámica. , cuando equilibras toda la generación de energía y la gravedad. Están saliendo enormes, están saliendo cientos de veces del tamaño del Sol.

Fraser: No quiero seguir hablando de esto; obviamente, la evidencia está ahí. ¿Todavía hay nubes de hidrógeno en el universo que aún no se han derrumbado?

Pamela: Sí, y esas nubes que no se han derrumbado todavía no son puras. No son nubes vírgenes.

Fraser: Han sido sembrados de otras generaciones de estrellas.

Pamela: Así que no se acabó todo el combustible. Piénselo de esta manera: cuando esté haciendo masa de pan en el mostrador, todavía habrá harina en el mostrador cuando haya terminado. Se utiliza mucho para hacer el pan, pero aún te sobran trozos. En nuestra galaxia, esa primera generación de estrellas no absorbió todo el gas en la formación de estrellas, de hecho, pensamos que las estrellas de población II, la próxima generación de estrellas, en realidad comenzaron a formarse antes de que la primera generación de estrellas hubiera terminado de iluminarse por completo. el gas y limpiarlo y hacerlo transparente.

Fraser: Bien, ahora estás saltando al segundo capítulo. Volvamos al primer capítulo aquí.

Fraser: Tienes estas gigantescas nubes de gas que se unen para formar estrellas monstruosas.

Pamela: Monstruo, estrellas monstruosas. En realidad, hay algunos artículos, aunque no estoy seguro de creerlos, que dicen que la materia oscura podría haber jugado un papel y que estas estrellas de primera generación podrían haber ayudado a fusionar estas estrellas gigantes, podrían haber ayudado a sembrar las primeras fusión nuclear que era muy diferente a la que obtenemos en el Sol. Hacía mucho más calor porque no tenías ningún metal para ayudar a enfriar estas estrellas.

Fraser: Así que hablemos de uno de los ciclos de vida de una de estas estrellas. Entonces, la vasta nube de gas con potencialmente cientos de veces la masa del Sol se une para formar una estrella. ¿Qué tipo de estrella estamos mirando aquí?

Pamela: Estamos ante una supergigante. No muy diferente en algunas ideas conceptuales de las estrellas gigantes que vemos periódicamente en las regiones de formación estelar de hoy. Lo que es diferente aquí es en las regiones reales de formación de estrellas en el universo moderno, es posible que obtenga dos o tres estrellas enormes, descomunales y terriblemente aterradoras. En el universo primitivo, todas las estrellas eran así.

Fraser: Bien, entonces una de estas estrellas sería tan grande como ... ¿Existe un límite teórico? ¿Existe un límite para el tamaño de una estrella y por qué?

Pamela: Hay. La razón por la que existe un límite teórico es porque hay que observar el equilibrio de la presión de la luz y el colapso gravitacional. Una vez que una estrella se vuelve demasiado grande, comienza a generar tanta luz, calor y presión en el centro de la estrella que comienza a arrojar las capas externas de su atmósfera más rápido de lo que esas cosas pueden colapsar gravitacionalmente.

Fraser: Eso & # 8217 es capaz de escapar, ¿verdad?

Pamela: Sí, entonces el gas que está tratando de convertirse en parte de la estrella se vuela, se irradia.

Fraser: Correcto, y esa masa que se vuela podría chocar con otras nubes cercanas y hacer que colapsen. Es casi como si pudieras obtener una pila completa de las estrellas más grandes posibles dondequiera que mires.

Fraser: Eso debe haber sido una locura de ver.

Pamela: Esto iluminó nuestro universo. Eso es lo bueno de esto. Hasta ese momento, todo este gas había sido como una niebla sobre todo el universo, donde incluso si estuvieras allí con una pequeña mag-lite, no podrías ver nada porque todo este gas es opaco y no hay nada que cree luz. .

Cuando estas estrellas se encendieron, no solo crearon luz, sino que la luz que crearon ionizó todo el gas y lo hizo transparente. Es como algunas de esas ventanas nuevas que tienen que accionar un interruptor y cambia las cualidades del material haciendo que la ventana pase de ser completamente transparente a completamente opaca.

Fraser: De acuerdo, estas estrellas no solo ionizaban el gas y lo dejaban claro, también tenían una poderosa radiación ultravioleta y vientos estelares que abrían enormes cavidades en este gas y lo empujaban todo, despejando el espacio alrededor de las estrellas.

Pamela: La luz en sí estaba cambiando las propiedades, la transparencia del gas que no estaba siendo expulsado. Cosas & # 8217s explotando y moviéndose. Estas estrellas están iluminando todo, y la luz que están generando hace que el universo sea transparente al mismo tiempo. Fue un período tremendamente dramático en la evolución del universo.

Fraser: ¿Hemos visto esto realmente? ¿O es esto solo teórico?

Pamela: Podemos ver la luz de esta primera generación de estrellas, pero no podemos ver las estrellas individuales, lo cual es un poco frustrante. En realidad, hay un resplandor de fondo que se encuentra en el infrarrojo y que atribuimos a la primera generación de estrellas. Cuando miramos ciertas galaxias con lentes gravitacionales que están tan atrás que no podríamos verlas si no fuera por el hecho de que tienen lentes gravitacionales, podemos comenzar a tener indicios de esta primera generación, esta primera ronda de la formación de estrellas que está teniendo lugar.

Fraser: Una cosa: mencionaste que están en infrarrojos. ¿Por qué están en infrarrojos? Deben ser estrellas realmente calientes que emiten radiación ultravioleta. ¿Por qué estarían en infrarrojos?

Pamela: Esta es la locura. Debido a la expansión del universo, cosas como el fondo cósmico de microondas no se emitieron en el microondas; acaba de llegar al microondas. Light from most distant galaxies we see in the red, but it didn’t start off there. In a lot of cases it started off in the ultraviolet. The same is true of extremely hot stars. They were extreme ultraviolet emitters, but as their light has travelled through the expanding universe, the wavelengths have gotten expanded, the velocities have Doppler-shifted everything. By the time the light gets to us it’s in the infrared.

Fraser: These stars must not have lasted long.

Pamela: Only a few million years. It was a quick birth, a quick death and because of them the next generation of stars that were born were kind of neat. One of the weird things about this first generation of stars is they didn’t create all the elements equally. For instance, they didn’t do a lot of carbon or oxygen creation. What was left behind by this first generation of stars was a lot of iron.

Fraser: So in the final stages, as they died as supernovae, they went through the same process, fused heavier and heavier elements, hit iron… is that right?

Pamela: They hit iron and that was the signature they left behind. When we look at the next generation of stars that formed them, we see stars that have extremely low carbon and oxygen abundances compared to their iron abundances. All of their metals are extremely, extremely low.

Fraser: We’ve got this second generation of stars that formed out of the rubble leftover from that first generation. Once again, it’s kind of astonishing when you think about it. The gas cooled down to the point that they started to gather into stars and after a couple millions of years, that whole time period was over. You had the next generation – the population II stars.

Pamela: That next generation of stars started forming before the first generation of stars was finished living. So you did have overlap between the generations.

Fraser: Right, so that first generation is called population III, right?

Pamela: We do generally refer to it as population III, though there are some sloppy individuals (and I have to admit I’m one of them occasionally) that refers to the most metal-poor stars that we find, the ones that have truly aberrant metallicities, that had to have their parents be that first generation stars, also sometimes get lumped in with population III.

Fraser: Derecha. That first generation of stars, some of them are still alive, while others had detonated and that’s where the ones that had already detonated… their material started to form this next generation of stars while the first generation was still around.

Fraser: Derecha. The overlap.

Pamela: We have this fascinating mixture. We’ve actually found two stars that we think belong to this very next generation of stars. They’ve terribly boring names: HE0107-5240 and HE1327-2326. These stars have iron abundances that are 200-300 times smaller than the iron amount found in the Sun, which is pretty spectacular.

Fraser: Would this second generation of stars have the same problem as that first generation? They’d still be fairly hydrogen-rich, so they would probably want to be fairly large – is that right?

Pamela: They’re going to have different temperatures as a function of size. They’re always going to run a little bit hot. Take a mass the size of the Sun, and you’re going to get a star a little bit hotter, a little bit bluer than the Sun. you’re still able to start getting the smaller stars though.

Fraser: Shouldn’t you have the same problem? Shouldn’t we see these stars everywhere, if smaller stars were possible? Since we’ve only found two, they probably didn’t happen so much – or didn’t last. They blew up too.

Pamela: This is one of the things we just don’t know. We do refer to this as the missing G-dwarf star. We’re missing stars the size of the Sun that should be out there and aren’t. We’re not sure why there aren’t as many as we would expect, and part of this is knowing where they’d be located.

We are still sorting out the problem of how galaxies form. It could be that these stars are simply so far out in the halo that they very rarely get close enough that we can see these little tiny things well enough to get spectra to look for their extremely low mass.

Fraser: Okay, give me a bit of a contrast. What would a population II star look like compared to a population I star?

Pamela: Well, at first glance you can’t tell that big a difference. They do have slightly different colours, as a function of their mass. But then you have to build and measure their mass. So if you’re simply looking at two stars on the sky and all you have is a picture, you can’t tell the difference.

Where you have to start looking for the difference is we take what are called spectra that spread the light out into a very detailed rainbow. This allows us to look for gaps in the rainbow that are caused by absorption of certain atoms of certain colours of light. Different atoms have specific fingerprints on what colours of light they absorb and emit.

We can determine what chemicals make up a star based on their intricate fingerprints. This is a very precise science, but it requires huge telescopes and a lot of time on those huge telescopes. If you’re trying to pore through thousands of stars, that can be a lifetime’s worth of work sometimes. So we’re working on poring through the stars in the outer parts of the Milky Way, looking to see if we can find these extremely metal-poor stars.

We do look for hints in the colour: there are different fingerprints where if you use a filter when you look in just the red light, it might have a bunch of lines in the red light that caused the red light to be a little bit lower than the blue light when you also compare the green light. So you start using multiple filters and sorting things out and you can start to make guesses.

Fraser: Can you look at a galaxy as a whole and then say that whole galaxy seems fairly metal-poor?

Pamela: Not so much. There’s so many things involved in the light from galaxies that you can’t just get the metallicity of a galaxy.

Pamela: You have light coming from nebulae, individual stars, random high-energy events, all of these different sources make it hard to get a big picture until you start to take detailed spectra. Then we’re just basically looking at fingerprints and saying that’s the fingerprint of carbon or iron and looking to see how they’re layered on top of each other, which one’s stronger, which one’s weaker.

Fraser: Bueno. So we’ve got this second population of stars. Was that one quick round, or would stars stay in that population II through successive generations?

Pamela: There were successive generations of population II stars. It’s actually kind of fuzzy to define what makes a population II star and what makes a population I star.

Fraser: That’s just all astronomy, right?

Pamela: So now we start getting into much fuzzier definitions. With population III, at its core, it’s the first generation of stars. Population II stars, these are made out of leftover materials, recycled materials. You start to see the abundances changing. The amount of carbon related to iron starts changing.

We also look at where they’re located. Part of the definition of a population II star is they’re in the halo of the Milky Way. they’re in globular clusters. They’re in places other than where our Sun is. So you also get a kinematical definition, but how do you apply that when you’re looking at a small galaxy that’s spherical with all the stars mixed together?

So we do have chemical definitions still. In general, the breaking point is when you start to get objects that are two or three times less metal-rich than the Sun. Mileage may vary on that definition. You start to get into some fuzziness as you get more and more metal-rich – is it population II or population I? Different people will give you different answers.

Fraser: Right, okay. Let’s say these things have died, some exploded as supernova, some are still going, but the ones that exploded as supernova spread their elements out. When do we hit population I then?

Pamela: We have different ways of making the definition. You start getting population I when you get the disk of the galaxy starting to form. The stars in the disk of the Milky Way – these are what we call population I stars. The stars that are like our Sun in some ways.

You also start to get population I when you start getting metallicities – when you start getting carbon, oxygen, iron contents that are within a factor of two or three of the Sun.

These are the stars that can start forming planets. That’s not part of the official definition, but that’s what we’re finding. When you look at population I stars, they can have planets. We aren’t finding any planets around population II stars.

Pamela: Well, it’s these metals, these carbon atoms and all these atoms that are heavier than helium. They start to chunk up and form planets. You need these extra elements, these heavier objects that hang out, outside of the solar nebula’s inner glowing, fusing part that becomes the proto-star, to start forming planets. Without the heavier objects, you don’t generally get hydrogen-pure versions of Jupiter. You need to have other things in it. Planets are formed in that third magical generation.

Fraser: Derecha. That’s where we are, right? The Sun is of that group.

Pamela: The Sun is one of the most metal-rich stars out there. We go from stars in the population II in these two most metal-poor objects we know of, with 200-300 thousand times less metal than the Sun to those in the population II that are 10 times less metal-rich than the Sun. The most metal-rich things we know of are only three and a half times more metal-rich than the Sun. So you go from 300 thousand times less to three and a half more, and not more than that.

Fraser: I wonder what impact having heavy metals in the solar nebula had as an influence on the planets and life. I wonder where – we might not even be able to get terrestrial planets.

Pamela: This is what we’re trying to figure out. This is something we have to answer observationally, and where future programs like Darwin and the Terrestrial Planet Finder start to become so important. We can look out and say, “that star has this amount of iron/carbon/oxygen and it has a rocky planet. This star that has a little bit less has no planets at all.�?

Fraser: Derecha. We can’t see rocky planets apart from going around pulsars.

Fraser: So it’s really hard to do. But we’re close – there’s Darwin, potentially the Terrestrial Planet Finder and I know there’s a whole series of ground-based techniques that people are starting to develop: some super-large telescopes that we talked about, telescopes in Antarctica.

We should, within the next decade, start finding these terrestrial-sized planets, and I guess we can map them together. We might say that if a star has exactly this much metal or more, it will have terrestrial planets, and if not then it won’t. then we could just stop looking for planets around certain kinds of stars.

Pamela: This is one of the most interesting but also one of the hardest things to deal with. We live right in the centre of the metal-rich area of the galaxy. It’s easiest for us to look for planets around nearby stars. All the nearby stars unfortunately are just like us.

So when we start asking the question, “how different can a star be and still form planets?�? now we have to start looking at things that are uncomfortably far away. It’s going to take more technology. There are some people who have already done some pretty good work ruling out certain places.

The Hubble Space Telescope did a long campaign looking at the globular cluster M15 (I think). In looking at it, they’re taking round after round after round of images. If there had been any planets transiting stars passing in front and causing the light to get a little bit fainter, they would’ve seen it. There was no evidence in their work that showed transits. They found some variable stars, lots of binary stars, but they didn’t find transiting planets.

Fraser: So they’re finding to put some limits on this.

Pamela: Si. Scott Gaudy’s also done a lot of work on this: looking at different clusters of stars and seeing what he could rule out with his team of observers. Every time these people have looked at large populations that have lower metallicities, no planets have been found.

Fraser: Is there a limit to how much metal a star could have and still be a star?

Pamela: This is another question. We’re still trying to figure out how to answer. We don’t have any to observe.

As you add more and more metals, it allows the star to radiate away its energy much more efficiently. It cools the star down and makes it harder for it to build up temperatures in the centre. It could be that there’s a limit eventually, but in the interim you can just build the star a little bit bigger and the temperature will get hotter as you end up with more mass.

It’s this balancing line between effectively having smaller stars with some (but not a lot of) metals and are able to effectively cool but still be hot enough to burn. Then you start cooling too efficiently, so you need to build the star up a little bit more.

Fraser: I want to go back to the beginning for a second. With the James Webb Telescope, which is going to be a much more powerful version of Hubble, but specifically designed to look at the infrared… it should be able to look back at some of those most distant stars and galaxies. Is it going to be able to sense the population III stars?

Pamela: Only in terms of their aggregate properties. They’re so far away that you’ll never be able to make out individual stars. Not with James Webb.

Fraser: Right, they’re going to be 13.5 billion light years away.

Pamela: Derecha. We struggle to see individual stars in our local universe. It will be able to look and see this little tiny blob of light is a galaxy that’s light-output can only be described by these giant stars that we can’t see individually. We’re going to get there, we just aren’t going to be able to get all the way there. That’s always frustrating, but you can figure out the shape of an elephant if you have enough blind men observing it and they talk to one another effectively. Astronomers are pretty good at talking to one another.

Fraser: Derecha. Good. I think that’s it. Now, hopefully, everyone can really understand the successive generations that stars went through, from the big bang to today. When we talk about metallicity, metal-poor, metal absorption, and some of the requirements for being able to form planets, hopefully everyone will have a much better understanding of that.

I know it comes up a lot in a lot of the articles I do on Universe Today. It’s one of those things I think you kind of take as a given that either you’re not even going to talk about it or you assume that people know it. I think it’s good to go into that level of detail. Thanks Pamela.

This transcript is not an exact match to the audio file. It has been edited for clarity.


Traces of One of the Oldest Stars in the Universe Found Inside Another Star

Despite all we know about the formation and evolution of the Universe, the very early days are still kind of mysterious. With our knowledge of physics we can shed some light on the nature of the earliest stars, even though they’re almost certainly long gone.

Now a new discovery is confirming what scientists think they know about the early Universe, by shedding light on a star that’s still shining.

This new discovery is centered around a star in our very own Milky Way. It’s called SMSS J160540.18-144323.1 (but we’re just going to call it ‘Bob’ for the purposes of this article.) Bob is about 35,000 light years away. Bob bears the marks of its very early ancestor, one of the Universe’s first generation of stars that was extremely low in metal and that lived in the Universe’s early days.

Astronomers talk about stars in terms of metallicity. In astronomical terms, a metal is any element heavier than hydrogen, helium, and lithium, all of which were created in the Big Bang. Early stars contained only those three light elements because the other heavier elements hadn’t been created yet. Elements heavier than the first three were created in successive generations of stars.

This first generation of metal-free stars is called Population III. They are largely hypothetical, but our knowledge of astrophysics says they have to have existed. Population III stars were extremely massive, hot stars that didn’t last long. The only way we can learn anything about them is to study the stars that formed out of the material they ejected when they died. It’s kind of like forensic astrophysics.

An artist’s impression of Population III stars. Population III stars were massive stars that burned hot and didn’t live very long. They were low-metal stars. Image Credit: Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=1582286

Dr. Thomas Nordlander is an astronomer at the Australian National University (ANU.) He’s from the ARC Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO 3D) at the ANU Research School of Astronomy and Astrophysics (RSAA). That’s a mouthful, but the main point is that Nordlander is an accomplished astronomer who has authored and co-authored 15 scientific papers. One of his specialties is extremely low-metal stars, and as an astronomer at ASU he has access to the Siding Spring Observatory.

Dr. Nordlander was observing with the ANU Skymapper and the 2.3 meter telescope at Siding Spring when he discovered Bob.

“We’ve found a time machine that takes us back to the Universe’s earliest stars.”

Dr. Thomas Nordlander, Astronomer, Australian National University

Bob was different, unexpected. Bob’s extremely low metallicity was surprising. According to Nordlander, Bob is like a time machine, because the low metallicity is a glimpse back in time to the conditions that formed the star.

The 2.3 meter ANU telescope at Siding Spring. Image Credit: ANU/Siding Spring Observatory.

“We’ve found a time machine that takes us back to the Universe’s earliest stars,” said Dr Nordlander.

Bob is unusual because its iron content is almost nil. With an iron level 1.5 million times lower than the Sun, it’s more similar to a Population III star than it is to stars from its own generation. In fact, Bob has the lowest iron content ever detected in a star.

“This incredibly anaemic star, which likely formed just a few hundred million years after the Big Bang, has iron levels 1.5 million times lower than that of the Sun,” Nordlander said. “In this star, just one atom in every 50 billion is iron – that’s like one drop of water in an Olympic swimming pool.”

Here’s what Nordlander and his colleague Professor Martin Asplund think happened:

Bob had an ancient progenitor, a Population III star that was typical of its time, with only helium, hydrogen and maybe a little lithium. It was about 10 times more massive than our Sun, and stars that massive burn through their fuel quickly and don’t have long lives.

When this ancient ancestor of Bob reached the end of its life, it exploded as a supernova. Bob’s ancestor would’ve created some heavier elements, which in most cases would’ve been ejected into interstellar space and helped form the next generation of stars. But in this case, the explosion was not that powerful.

“We think the supernova energy of the ancestral star was so low that most of the heavier elements fell back into a very dense remnant created by the explosion. Only a tiny fraction of the elements heavier than carbon escaped into space and helped to form the very old star <Bob> that we found.”

Artistic impression of a star going supernova, casting its chemically-enriched contents into the universe. In the case of Bob’s (SMSS J160540.18-144323.1) ancestor, most of those chemically-enriched contents were not ejected, but fell back into the supernova’s remnants. Credit: NASA/Swift/Skyworks Digital/Dana Berry

In some respects, Bob is like other halo stars in terms of composition. But alongside its low iron content, it has some other quirks.

Bob has an elevated level of carbon. According to the authors of the paper, this high carbon level indicates “enrichment from a Population III mixing-and-fallback supernova.” Though there could be other reasons for this carbon level, like a companion star, the authors rule them out. “Alternative explanations are unsatisfactory. The elevated abundance of carbon could be due to pollution from an intermediate mass companion star, but models predict that this also leads to similar enhancement of nitrogen.” But there is no nitrogen enhancement in Bob.

Another possible explanation is contamination from the Interstellar Medium (ISM,) something the authors also dismiss. “An initially metal-free, or perhaps metal-poor but carbon-normal, star could also be polluted by accretion from the ISM. Again, models of this process predict significant enhancement of nitrogen alongside carbon relative to the depletion of refractory iron-peak elements, and can likewise be ruled out.”

So Bob itself formed a few hundred million years after the Big Bang, at a time when stars should have formed with a higher metallicity than Bob has. And Bob’s uncharacteristically low iron level tells us something about its even more ancient ancestor. When that ancient ancestor went supernova, it would’ve synthesized much heavier elements through nucleosynthesis.

This color-coded periodic table helps explain where the elements come from. <Click to Enlarge.> Image Credit: By Cmglee – Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=31761437

But due to the weakness of its supernova explosion, those heavier elements weren’t blasted out into space. When Bob formed in the aftermath of that supernova explosion, there were no metals around. They’d all been sucked back into the supernova remnant, meaning Bob was starved of the iron and other heavy elements astronomers expect to see in stars Bob’s age.

It’s extremely unlikely that any of the first, metal-poor stars from the first days of the Universe have survived to this day. But we can see their fingerprints in stars like Bob.

“The good news is that we can study the first stars through their children – the stars that came after them like the one we’ve discovered,” Asplund said.


How can a very old star be formed among Population III stars? - Astronomía




A forbidden star
by Amanda Doyle
for ASTRONOMY NOW
Posted: 01 September 2011

An ancient star has been found lurking in the “forbidden zone” of star formation, which has astronomers puzzled as to how it could have formed.

Astronomers used instruments on ESO’s Very Large Telescope (VLT) to observe the star, which is called SDSS J102915+172927. It has slightly less mass than our Sun, and could possibly be around 13 billion years old. Stars are composed mainly of hydrogen and helium, with a small amount of heavier elements. These heavier elements are referred to as “metals” by astronomers, but surprisingly this mysterious star is almost devoid of them. In fact, it has 20,000 times less metals than the Sun.


This image shows both the ancient star SDSS J102915+172927 and a pie chart diagram indicating its unusually low abundance of elements heavier than hydrogen and helium. Image: ESO/Digitized Sky Survey 2.

The Sun is part of a group known as population I stars, in which metals typically account for two to three percent of the star’s composition. Older stars – population II – have considerably less metals, ranging between 0.01% and 0.1%. A third, more elusive type of star dubbed population III are predicted to contain no metals whatsoever and be extremely massive. Due to their immense size, they would have burned out quickly when the Universe was still young and thus they have never been observed.

Stars can only form from cool molecular clouds if they are too hot then they will keep expanding, unable to collapse into stellar nurseries. During the big bang, hydrogen and helium were created along with trace amounts of lithium. With only hydrogen and helium available in significant quantities, the earliest molecular clouds were solely cooled by molecular hydrogen. However, molecular hydrogen can only cool the clouds to a certain point, at which only massive stars around 100 times more massive than our Sun can form. These were the population III stars.

When these population III stars died in dramatic supernova explosions, the surrounding interstellar medium was enriched with metals which had formed within the stars as they evolved. These metals, particularly carbon (C) and oxygen (O), are much more efficient at cooling molecular clouds. Cooler molecular clouds can fragment into smaller clumps, which allow smaller stars to form.

The strange thing about SDSS J102915+172927 is that there is barely any carbon and oxygen present. How could it have formed without something to cool the molecular clouds? “One mechanism is cooling by dust, that leads to a much lower critical metallicity than cooling by fine structure lines of CII and OI,” Elisabetta Caffau, lead author of the paper tells Astronomy Now. “Another mechanism is fragmentation. If a massive cloud collapsing to form a high mass stars breaks up a few small mass fragments, these can form low mass stars.”

The paucity of metals in this star brings it very close to being a population III star. “But to explain the presence of a small amount of metals, it has been formed from material contaminated by the ejection of at least one massive star. Therefore it is at least a second generation star,” says Caffau.

Another oddity about this star is the lack of lithium. “The material of the photosphere, meaning the material to whom we have access with the observations, is not supposed?to have been processed by the star. The old stars in the Galaxy of this temperature display a constant abundance of lithium, therefore one would expect the same amount of lithium in SDSS J102915+172927 as detected in the other old stars.”

Caffau and her team expect to find between 5 and 50 similar metallicity stars with the VLT in the future.


Bits of Corpse from One of the Universe's Oldest Stars Found Inside Its 'Child'

Astronomers have detected evidence of one of the first stars to emerge after the Big Bang birthed the universe 13.8 billion years ago.

They found traces of an exploded, ancient star tucked inside a star that's nearly as old. Located about 35,000 light-years from Earth on the other side of the Milky Way, the younger star — an iron-poor red giant — took shape after its short-lived parent exploded in a supernova, researchers reported in a new study.

When the scientists analyzed the elements in the Milky Way star, they found a pattern that matched simulations of what would remain after the explosive death of one of the oldest stars in the universe. [15 Unforgettable Images of Stars]

"We've found a time machine that takes us back to the universe's earliest stars," lead study author Thomas Nordlander, an astronomer with Australian National University, said in a statement.

Studies of the infant universe suggest that the first stars emerged from clouds of dust and gas around 200 million years after the Big Bang, according to NASA. However, some models have hinted that star birth began even earlier, when the universe was only 30 million years old, Live Science's sister site Space.com reported in 2006.

First-generation stars, known as Population III stars, were metal-free and enormous they are estimated to have been as much as 100 times as massive as our sun, the study authors reported. Because these stars were so gigantic, they were also short-lived. Astronomers search for signs of those stars today in element traces that were ejected when the ancient stars died in spectacular supernova explosions, according to the study.

The stellar parent of the Milky Way star wasn't that big it was likely only about 10 times the size of the sun, and its supernova was "fairly feeble," Nordlander said. In fact, the star's death was so lackluster that the elements generated by the supernova didn't travel far. After the explosion, most of the heavier elements were sucked back into the dense neutron star — the collapsed core of the dying old-timer — that was left behind.

However, a tiny amount of elements heavier than carbon managed to escape. These elements were incorporated into a new star — "the very old star that we found," Nordlander explained.

Scientists discovered the Milky Way star, named SMSS J160540.18&minus144323.1, in a survey conducted with the SkyMapper telescope, a wide-field optical instrument at Siding Spring Observatory in northern New South Wales, Australia.

When the researchers examined the low-metal star, they found that the amount of elements heavier than carbon was "remarkably low" and its iron content was the lowest ever measured in a star: 1 part per 50 billion, which is about 1.5 million times lower than the iron content of the sun, the researchers wrote.

"That's like one drop of water in an Olympic swimming pool," Nordlander said.

The exceptionally low concentrations of both heavy elements and iron hint that the star formed when the universe was young, most likely soon after the very first generation of stars began to die out, according to the study.

While it is unlikely that any of the universe's earliest stars have survived, stars such as this "anemic" Milky Way red giant offer a glimpse of their long-dead parents, said study co-author Martin Asplund, a chief investigator with the Australian Research Council's Centre of Excellence for All Sky Astrophysics in 3 Dimensions (Astro 3D).

"The good news is that we can study the first stars through their children — the stars that came after them, like the one we've discovered," Asplund said in a statement.

The findings were published online July 17 in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.


Ver el vídeo: Learn How to Determine a Stars Age (Octubre 2022).