¿Dónde se encuentran los abuelos del Sol?

Astrobite Original: Where are the Sun’s grandparents?
Título: Population III stars around the Milky Way
Autores: Yutaka Komiya, Takuma Suda, Masayuki Y. Fujimoto
Institución del primer autor: Research Center for the Early Universe, University of Tokyo
Estatus del Paper: aceptado por ApJ

Figura 1: NGC 1300, una galaxia espiral barrada. Es fácil notar la significativa diferencia entre los colores de la región central y de los brasos espirales. Créditos: Hubble Heritage Team, ESA, NASA.

Cuando uno mira a la imagen de una galaxia espiral (como por ejemplo, NGC 1300 en la Figura 1), la diferencia de color entre la región central, llamada bulbo, y los brazos espirales llama la atención. Los bulbos tienen un color amarillesco, mientras que los brazos son azules. Esto refleja en realidad la existencia de diferentes poblaciones estelares en cada región. Los brazos son regiones de activa formación estelar, cuya luminosidad está dominada por estrellas jóvenes y calientes del tipo O y B, las cuales se ven azules. Los astrónomos llaman a estas estrellas “población I”, grupo al cual pertenece nuestro Sol. Además de ser jóvenes, también son “métalicas”, dado que se cree que fueron enriquecidas con materiales de estrellas de generaciones precedentes. Por otro lado, la formación estelar ha cesado (más o menos) en el bulbo, así que la luz amarilla que se ve es procedente de estrellas evolucionadas, como las gigantes rojas. Estas estrellas pertenecen al grupo llamado “población II” y son menos metálicas que sus sucesoras, las estrellas de población I. A pesar de eso, esta segunda población contiene un porcentaje medible de metales. Y dado que el Universo temprano solo contenía hidrógeno y helio, uno se puede preguntar ¿de dónde provienen esos metales? La respuesta es que todos los elementos pesados de la naturaleza deben ser sintetizados dentro de las estrellas. En este caso, por la primera generación de estrellas que solo poseían hidrogeno y helio. Estas estrellas tienen metalicidad cero y son llamadas “población III”. Pero las estrellas de población III nunca han sido observadas. ¿Dónde estarán ocultas?

¿Estarán los abuelos del Sol todavía por ahí?

Se piensa que las estrellas de población III se formaron hace miles de millones de años. Debido a esto, uno puede pensar que ya deben haber abandonado la secuencia principal, lo que significa que las más masivas de ellas ya han explotado como supernovas, mientras que las menos masivas deben de haberse convertido en enanas marrones. ¿Es esto de cierto? Bueno, en su mayor parte. No obstante, si algunas de esas estrellas tienen masas menores que 0.8 M_Sol, es posible que todavía existan y anden por ahí, debido a que las estrellas de baja masa tardan mucho más en evolucionar fuera de la secuencia principal. Una vez que la estrella alcanza la rama asintótica de las gigantes, la convección llevará los elementos pesados desde el núcleo de la estrella hasta sus capas exteriores, por lo tanto no será posible determinar su metalicidad original llegados a este punto. Además, nos encontramos enfrentados a otro problema: no estamos seguros que las estrellas de población III con masas inferiores a 0.8 M_Sol existan. Estas estrellas se formaron de una nube prístina de hidrógeno y helio, y estos elementos puros tienen una probabilidad menor de fragmentarse en nubes más pequeñas que formen estrellas de menor masa. Así que las estrellas de población III tienden a ser muy masivas, por lo que es improbable que tengan masas menores a 0.8 M_Sol. De esta manera, si ni siquiera sabemos si las estrellas de población III con masas menores se forman ¿comó pensamos observarlas? Bueno, el artículo de hoy intenta estimar como podrían observarse estas estrellas partiendo de la hipotésis de que si se forman.

¿Dónde buscarlas?

Para encontrar las estrellas de población III, el mejor sitio es el halo de la galaxia. Las estrellas que se encuentren en las regiones más internas de nuestra galaxia podrían no ser identificables debido a que han absorbido (por acrección) un porcentaje pequeño de metales del medio interestelar. Por lo tanto ¿cómo una estrella de población III podría mantenerse libre de los metales del medio? Escapando de la nube inicial donde se formo. Existen dos formas de lograr esto: 1) un jalón gravitacional, debido a interacciones gravitacionales con multiples cuerpos, y 2) fueron eyectadas de un sistema binario cuando la segunda estrella explotó como supernova. Los autores han estudiado solo el último de estos casos, el cual es ligeramente más sencillo de modelar. La probabilidad de escape depende de una gran cantidad de parámetros, incluyendo la pobremente conocida funcion de masas inicial (IFM por sus siglas en inglés) de las estrellas de población III. Así que los autores han estudiado una amplia gama de escenarios, usando diferentes tipos de IMF, usando la tasa de formación de estrellas a diferentes redshift y diferentes tasas de distribución de masas en binarias. En la Figura 2, podemos ver que la probabilidad de escape puede llegar a ser del 30%.

Figura 2: Probabilidad de escape para estrellas de población III de baja masa (cuando su compañera binaria explota como supernova) como una función de la masa del mini halo primordial del cual fueron formados. Mmd es la mediana de la masa obtenida de la IMF, z es el redshift al cual se formaron y p es una ley de potencia para la función de distribución de masa de las binarias. Figura 1 del artículo técnico.

Los autores usaron la probabilidad de escape para estimar el número probable de estrellas que han escapado en cada escenario. Así, calculan que hasta 3800 estrellas de población III han sobrevivido hasta nuestros días, de las cuales solo 170 escaparon incluso del halo de materia oscura de nuestra galaxia. Pero para encontrar estas estrellas fugitivas, debemos saber dónde mirar, así que los autores han ido un paso más allá y estimaron la distribución espacial del escape para las estrellas de población III de nuestra galaxia. Para hacer eso, asumen que fue el halo de materia oscura donde las primeras estrellas se formaron para luego colapsar esféricamente hacia el disco de la Vía Lactea. Y por lo tanto, es posible calcular la orbita de escape que tendrían las estrellas formadas en este modelo y obtener la distribución según su distancia galactocéntrica.

Figura 3: Fracción de estrellas de población III que escaparon comparadas con las estrellas extremadamente pobres en metales para gigantes (en rojo) o subgigantes (en azul) para tres bines de magnitud. Los cuadrados abiertos son el resultado de tomar en cuenta el set total de parámetros, mientras que los círculos cerrados son usando el set que de el resultado más optimista. Figura 11 del artículo técnico.

Finalmente, los autores estiman la probabilidad de observar un escape comparando el número de estrellas extremadamente pobres en metales en sus modelos con el número de estrellas que han escapado. En la Figura 3 las estrellas de población III que han escapado son una fracción minúscula comparada con las estrellas extremadamente pobres en metales, las cuales son ya de por sí muy raras, por lo que es altamente improbable que alguna estrella de población III sea observada. Aún así, los autores concluyen que un survey sobre una gran porción del volumen del halo de la Vía Lactea, cuanto mucho 10 veces más grande que el Hamburg/ESO Survey, quizás dé alguna pista de dónde se encuentran estas estrellas.