estás leyendo...
Papers recientes

Ojos que no ven, descendientes que lo muestran

Título original: Are all metal-poor stars of second generation?

Autoras/es: I. Vanni, S. Salvador & Á. Skúladóttir

Institución de la primera autora: Dipartimento di Física e Astrofísica, Università degli Studi fi Firenze, Italia 

Estado del artículo: Acceso abierto en arXiv. Aceptado para publicación en MenSAIt.

Encontrar estrellas de Población III (Pop III) directamente, puede que sea uno de los asuntos más importantes por resolver aun en Astronomía. Por lo tanto, hay que buscar otras maneras de encontrar evidencia sobre tales estrellas. (En este astrobito puedes leer más sobre las estrellas Pop III).

Los modelos más recientes de estas estrellas sugieren que, aunque pueden haber tenido un amplio rango de masas, en general son muy masivas (>10 masas solares), y por lo tanto tienen una vida mucho más corta. (Ver Figura 1).

Ilustración estrellas Pop III

Figura 1: Ilustración de estrellas Pop III – Las primeras estrellas pueden haber empezado como unas “semillas” que crecieron rápidamente y llegaron a alcanzar unas 100 masas solares (Crédito: David A. Aguilar, CfA).

Una estrella Pop III debería tener una metalicidad cero. Sin embargo, aun no se ha observado ninguna estrella con esa característica. Este valor de la metalicidad confirmaría la naturaleza “masiva” de estas estrellas, lo que significaría que la mayoría habría vivido sólo unos 100 millones de años. Al final de sus vidas, explotarían como supernovas (SNe), enriqueciendo el medio interestelar con nuevos elementos químicos recientemente producidos. 

Luego, las estrellas “normales” de Población II (Pop II) se pudieron haber formado a partir de este medio enriquecido por estrellas Pop III. Dentro de estas estrellas de “segunda generación”, las de masas menores a 0.8 masas solares podrían aun estar “vivas” hoy en día, ¡conservando en sus fotosferas las firmas químicas de las primeras estrellas del Universo!

El halo de la Vía Láctea (VL) es uno de los componentes más viejos y pobre en metales (con abundancias [Fe/H] < -1) del Grupo Local, y dentro de las estrellas que encontramos en él, existen unas llamadas “Carbon-Enhanced Metal-Poor” (CEMP) o “Pobres en Metales, pero altas en Carbono” (si [C/Fe] ≥ +0.7), que parecieran estar directamente relacionadas con las estrellas Pop III. En el artículo de hoy pretenden revelar si “todas” las estrellas pobres en metales del halo son realmente una segunda generación de estrellas ó si han sido enriquecidas por estrellas Pop II. 

Las estrellas CEMP se subdividen además en CEMP-s(/r) y CEMP-no según la abundancia de Bario ([Ba/Fe]), si corresponde a super- ó sub-solar, respectivamente. Elementos más pesados, como el Bario, son producidos por estrellas de la Rama Asintótica de las Gigantes (AGB), por lo que el exceso de Carbono en las estrellas CEMP-s podría ser adquirido a través de la transferencia de masa de una estrella AGB. Por otro lado, el exceso de Carbono representa el entorno de formación de las estrellas CEMP-no, ya que la fracción de estas estrellas no aumenta hacia abundancias [Fe/H] más bajas, sugiriendo así una relación entre las nubes donde nacen las estrellas CEMP-no y los productos químicos de las SNe que provienen de estrellas Pop III. 

El origen de las estrellas pobres en metales aun está en debate, ya que las abundancias químicas que encontramos en ellas son consistentes con enriquecimiento sólo de SNe provenientes de estrellas Pop III, ó de SNe provenientes de estrellas Pop II y Pop III. (Ver Figura 2).

Abundancias estrellas segunda generación

Figura 2: Abundancias [C/Fe] vs. [Fe/H] para descendientes de estrellas Pop III. Los colores indican enriquecimiento gracias a estrellas Pop III: amarillo – 100%, naranjo – 90%, rosado – 70%, violeta – 50%. Cada panel muestra explosiones SNe de distintas energías para las estrellas Pop III (Crédito: Figura 2 del artículo).

Las autoras del artículo analizan 132 estrellas del halo de la VL con metalicidades medias [Fe/H] entre -7.1 y -2, con un máximo aproximado de -3. Luego, comparan estas estrellas con un modelo que usan para caracterizar las estrellas descendientes de estrellas Pop III: estrellas que viven largo tiempo y que se formaron en ambientes contaminados por dichas estrellas, donde los metales provenientes de SNe a partir de estrellas Pop III sean más del 50% de los que se encuentran en el medio interestelar.

De acuerdo a los resultados obtenidos por las autoras, las estrellas CEMP-no que tienen abundancias [C/Fe] ≥ +2.5 y [Fe/H] ≤ -4, sólo pueden ser reproducidas por modelos que indican un 100% de enriquecimiento debido a estrellas Pop III, es decir, son “verdaderas” estrellas de segunda generación. Por lo tanto, las estrellas que tienen más Carbono y menos Hierro son las que encierran en sus fotosferas la huella de las estrellas Pop III. Además, estos mismos modelos, sugieren que esas estrellas Pop III eran estrellas masivas, pero que explotaron como SNe de baja energía.

Mientras que las estrellas CEMP-no con una abundancia [C/Fe] < +2.5 podrían ser descendientes de estrellas Pop III, pero con un aporte considerable de material de estrellas Pop II (entre 10% y 30%), ya que la probabilidad de “contaminación” por parte de éstas últimas estrellas aumenta al disminuir la proporción [C/Fe]. Finalmente, la mayoría de las estrellas de Carbono “normales” han sido enriquecidas por estrellas Pop II en más de un 50% y no muestran los rasgos característicos de estrellas Pop III. 

Hasta que no encontremos evidencia directa de una estrella Pop III, ¡habrá que conformarse con observar y estudiar a sus descendientes!

 

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.