Población estelar
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Durante 1944, Walter Baade clasificó los grupos de estrellas dentro de la Vía Láctea en poblaciones estelares. En el resumen del artículo de Baade, reconoce que Jan Oort concibió originalmente este tipo de clasificación en 1926.
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. Se definieron dos divisiones principales como población I y población II, con otra división hipotética más nueva llamada población III añadida en 1978.
Entre los tipos de población, se encontraron diferencias significativas con sus espectros estelares individuales observados. Más tarde se demostró que estos eran muy importantes y posiblemente estaban relacionados con la formación de estrellas, la cinemática observada, la edad estelar e incluso la evolución de las galaxias tanto en las galaxias espirales como en las elípticas. Estas tres clases de población simples dividieron las estrellas de manera útil por su composición química o metalicidad.
Por definición, cada grupo de población muestra la tendencia en la que la disminución del contenido de metales indica el aumento de la edad de las estrellas. Por lo tanto, las primeras estrellas del universo (muy bajo contenido de metal) se consideraron población III, las estrellas viejas (baja metalicidad) como población II y las estrellas recientes (alta metalicidad) como población I. 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.
Desarrollo estelar
La observación de los espectros estelares ha revelado que las estrellas más antiguas que el Sol tienen menos elementos pesados en comparación con el Sol. Esto sugiere inmediatamente que la metalicidad ha evolucionado a través de generaciones de estrellas por el proceso de nucleosíntesis estelar.
Formación de las primeras estrellas
Según los modelos cosmológicos actuales, toda la materia creada en el Big Bang era principalmente hidrógeno (75 %) y helio (25 %), con solo una fracción muy pequeña compuesta por otros elementos ligeros como el litio y el berilio. Cuando el universo se enfrió lo suficiente, las primeras estrellas nacieron como estrellas de población III, sin contaminar metales pesados. Se postula que esto afectó su estructura de modo que sus masas estelares se volvieron cientos de veces más 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).
Muchos modelos estelares teóricos muestran que la mayoría de las estrellas de población III 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 incorporarlos a las generaciones posteriores de estrellas. Su destrucción sugiere que no deberían observarse estrellas galácticas de población III de gran masa. Sin embargo, algunas estrellas de la población III podrían verse en galaxias con alto corrimiento al rojo cuya luz se originó durante la historia anterior del universo. Los científicos han encontrado evidencia de una estrella ultra pobre en metales extremadamente pequeña, ligeramente más pequeña que el Sol, que se encuentra en un sistema binario de brazos espirales en la Vía Láctea. El descubrimiento abre la posibilidad de observar estrellas aún más antiguas.
Es probable que las estrellas demasiado masivas para producir supernovas de inestabilidad de pares se hayan derrumbado en agujeros negros a través de un proceso conocido como fotodesintegración. Aquí puede haber escapado algo de materia durante este proceso en forma de chorros relativistas, y esto podría haber distribuido los primeros metales en el universo.
Formación de las estrellas observadas
Las estrellas más antiguas observadas hasta ahora, conocidas como población II, tienen metalicidades muy bajas; a medida que nacieron las siguientes generaciones de estrellas, se enriquecieron más en metales, ya que las nubes gaseosas de las que se formaron recibieron el polvo rico en metales fabricado por generaciones anteriores de estrellas de la población III.
A medida que morían esas estrellas de población II, devolvían material enriquecido con 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 metal y se conocen como estrellas de población I.
Clasificación química por Baade
Población I estrellas
Las estrellas de población I, o ricas en metales, son estrellas jóvenes con la metalicidad más alta de las tres poblaciones y se encuentran más comúnmente en los brazos espirales de la galaxia de la Vía Láctea. El Sol es un ejemplo de una estrella rica en metales y se considera una estrella intermedia de la población I, mientras que μ Arae, similar al Sol, es mucho más rica en metales.
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, en particular los planetas terrestres, se forman por acumulación de metales. 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 solo los planetas gigantes gaseosos más grandes se concentran alrededor de estrellas con una metalicidad relativamente más alta, un hallazgo que tiene implicaciones para las teorías de la formación de gigantes gaseosos.. Entre la población intermedia I y la población II de estrellas se encuentra la población intermedia del disco.
Estrellas de población II
Las estrellas de población II, o pobres en metales, son aquellas que tienen relativamente pocos elementos más pesados que el helio. Estos objetos se formaron durante un tiempo anterior del universo. Las estrellas de la población intermedia II son comunes en la protuberancia cerca del centro de la Vía Láctea, mientras que las estrellas de la población II que se encuentran en el halo galáctico son más antiguas y, por lo tanto, más deficientes en metales. Los cúmulos globulares también contienen un alto número de estrellas de población II.
Una característica de las estrellas de la 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 la población I; La teoría actual sugiere que esto es el resultado de que las supernovas de tipo II contribuyeron de manera más importante 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.
Los científicos se han centrado en estas estrellas más antiguas en varios estudios diferentes, incluido el estudio de prisma objetivo de HK de Timothy C. Beers et al. y el sondeo Hamburg-ESO de Norbert Christlieb et al., iniciado originalmente para cuásares débiles. Hasta el momento, han descubierto y estudiado en detalle unas diez estrellas ultrapobres en metales (UMP) (como la estrella de Sneden, la estrella de Cayrel, BD +17° 3248) y tres de las estrellas más antiguas. conocidos hasta la fecha: HE 0107-5240, HE 1327-2326 y HE 1523-0901. La estrella de Caffau fue identificada como la estrella más pobre en metales hasta el momento cuando se encontró en 2012 utilizando datos de Sloan Digital Sky Survey. Sin embargo, en febrero de 2014 se anunció el descubrimiento de una estrella de metalicidad aún más baja, SMSS J031300.36-670839.3, ubicada con la ayuda de los datos del estudio astronómico SkyMapper. Menos extremos en su deficiencia de metales, pero más cercanos y brillantes y, por lo tanto, más conocidos, son HD 122563 (una gigante roja) y HD 140283 (una subgigante).
Población III estrellas
Las estrellas de la población III son una población hipotética de estrellas extremadamente masivas, luminosas y calientes que prácticamente no tienen 'metales', excepto posiblemente por la eyección entremezclada de otras supernovas cercanas de la población III temprana. El término fue introducido por primera vez por Neville J. Woolf en 1965. Es probable que estas estrellas hayan existido en el universo muy primitivo (es decir, con un gran corrimiento al rojo) y pueden haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno, que son necesarios para la posterior formación de planetas y la vida tal como la conocemos.
La existencia de estrellas de la población III se infiere de la cosmología física, pero aún no se han observado directamente. Se ha encontrado evidencia indirecta de su existencia en una galaxia con lentes gravitacionales en una parte muy distante del universo. Su existencia puede explicar el hecho de que los elementos pesados, que no pudieron haberse creado en el Big Bang, se observen en los espectros de emisión de los cuásares. También se cree que son componentes de tenues galaxias azules. Estas estrellas probablemente desencadenaron el período de reionización del universo, una importante transición de fase del gas hidrógeno que compone la mayor parte del medio interestelar. Las observaciones de la galaxia UDFy-38135539 sugieren que puede haber jugado un papel en este proceso de reionización. El Observatorio Europeo Austral descubrió una bolsa brillante de estrellas de población temprana en la galaxia muy brillante 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 posteriores de población II más rojas. Algunas teorías sostienen que hubo dos generaciones de estrellas de población III.
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 1000 masas solares. Tales estrellas tendrían una vida muy corta y durarían solo de 2 a 5 millones de años. Estrellas tan grandes pueden haber sido posibles debido a la falta de elementos pesados y un medio interestelar mucho más cálido del Big Bang. 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. 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 masa solar (M ☉) o menos fue expulsado de su cúmulo de nacimiento antes de acumular más masa, podría sobrevivir hasta el día de hoy, posiblemente incluso en nuestra galaxia, la Vía Láctea.
El análisis de los datos de estrellas de la población II de extremadamente baja metalicidad, como HE 0107-5240, que se cree que contiene los metales producidos por las estrellas de la población III, sugiere que estas estrellas sin metales tenían masas de 20 a 130 masas solares. Por otro lado, el análisis de cúmulos globulares asociados con galaxias elípticas sugiere que las supernovas de inestabilidad de pares, que normalmente se asocian con estrellas muy masivas, fueron las responsables de su composición metálica. Esto también explica por qué no se han observado estrellas de baja masa con metalicidad cero, aunque se han construido modelos para estrellas de menor población III. Los cúmulos que contienen enanas rojas o marrones de metalicidad cero (posiblemente creadas por supernovas de inestabilidad de pares) se han propuesto como candidatos a materia oscura, pero las búsquedas de este tipo de MACHO a través de microlentes gravitacionales han producido resultados negativos.
La detección de estrellas de población III es un objetivo del telescopio espacial James Webb de la NASA. Los nuevos estudios espectroscópicos, como SEGUE o SDSS-II, también pueden localizar estrellas de la población III.
El 8 de diciembre de 2022, los astrónomos informaron de la posible detección de estrellas de Población III.