Población estelar

Según los modelos cosmológicos actuales, toda la materia creada en el Big Bang estaba compuesta principalmente de hidrógeno (75 %) y helio (25 %), con solo una pequeña fracción de 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 la contaminación de metales pesados. Se postula que esto afectó su estructura, de modo que sus masas estelares se volvieron cientos de veces mayores que la del Sol. A su vez, estas estrellas masivas también evolucionaron muy rápidamente, y sus procesos de nucleosíntesis crearon los primeros 26  elementos (hasta el hierro en la tabla periódica ). ^{[ 9 ]}

Muchos modelos estelares teóricos muestran que la mayoría de las estrellas de población III de alta masa  agotaron rápidamente su combustible y probablemente explotaron en supernovas de inestabilidad de pares extremadamente energéticas . Estas 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 de población III de alta masa galácticas. ^{[ 10 ]} Sin embargo, algunas  estrellas de población III podrían verse en galaxias de alto corrimiento al rojo cuya luz se originó durante la historia temprana del universo. ^{[ 11 ]} Los científicos han encontrado evidencia de una estrella ultra pobre en metales extremadamente pequeña , ligeramente más pequeña que el Sol, encontrada en un sistema binario de los brazos espirales de la Vía Láctea . El descubrimiento abre la posibilidad de observar estrellas aún más antiguas. ^{[ 12 ]}

Las estrellas demasiado masivas para producir una supernova de inestabilidad de pares probablemente habrían colapsado en agujeros negros a través de un proceso conocido como fotodesintegración . En este caso, parte de la materia podría haber escapado durante este proceso en forma de chorros relativistas , y esto también podría haber distribuido los primeros metales en el universo. ^{[ 13 ] [ 14 ] [ a ]}

Las estrellas más antiguas observadas hasta ahora, ^{[ 10 ]} conocidas como población  II, tienen metalicidades muy bajas; ^{[ 16 ] [ 7 ]} a medida que nacieron generaciones posteriores 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.

Cuando las  estrellas de población II murieron, devolvieron 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 jóvenes. Por lo tanto, estas estrellas más jóvenes, incluido el Sol , tienen el mayor contenido de metales y se conocen como  estrellas de población I.

Las estrellas de población  I son estrellas jóvenes con la mayor metalicidad de las tres poblaciones y se encuentran con mayor frecuencia en los brazos espirales de la Vía Láctea. El Sol se considera una estrella de población I intermedia , mientras que la estrella μ Arae  , similar al Sol, es mucho más rica en metales. ^{[ 17 ]} (El término «rica en metales» se utiliza para describir estrellas con una metalicidad significativamente mayor que la del Sol; esta diferencia puede explicarse por errores de medición).

Las estrellas de población  I suelen tener órbitas elípticas regulares alrededor del Centro Galáctico , con una velocidad relativa baja . Anteriormente se planteó la hipótesis de que la alta metalicidad de las  estrellas de población I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las otras dos poblaciones, porque se cree que los planetas , particularmente los planetas terrestres , se forman por la acreción de metales. ^{[ 18 ]} Sin embargo, las observaciones de los datos del Telescopio Espacial Kepler han encontrado planetas más pequeños alrededor de estrellas con un rango de metalicidades, mientras que solo los planetas gigantes gaseosos potenciales 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. ^{[ 19 ]} Entre las estrellas de población  I intermedias y las de población  II se encuentra la población de disco intermedia.

Las estrellas de población  II, o pobres en metales, son aquellas que contienen relativamente pocos elementos más pesados ​​que el helio. Estos objetos se formaron en una etapa temprana del universo.  Las estrellas de población II intermedias son comunes en el bulbo galáctico, cerca del centro de la Vía Láctea , mientras que  las 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. ^{[ 20 ]}

Una característica de las  estrellas de población II es que, a pesar de su menor metalicidad general, suelen tener 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 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. ^{[ 21 ]}

En particular, se ha encontrado una combinación de niveles extremadamente bajos de hierro y niveles muy altos de carbono en estrellas extremadamente antiguas/de baja metalicidad, tanto en nuestra galaxia como fuera de ella ^{[ 22 ]} - se encontró que una estrella candidata de Población II en la galaxia enana ultradébil Pictor II tenía niveles de hierro < 1/43 000 y niveles de calcio < 1/160 000 del sol, pero carbono > 3000 veces los niveles solares. ^{[ 22 ]} Como Pictor II es extremadamente pequeña, una supernova violenta habría eyectado todo el material que no cayó de nuevo en el objeto compacto resultante , por lo que se sospecha que los elementos se formaron en supernovas de menor energía. ^{[ 22 ]}

Los científicos han centrado sus esfuerzos en estas estrellas más antiguas en varios sondeos diferentes, incluido el sondeo de prisma objetivo HK de Timothy C. Beers et  al . ^{[ 23 ]} y el sondeo Hamburg- ESO  de Norbert Christlieb et al., ^{[ 24 ]} que originalmente comenzó para cuásares débiles . Hasta ahora, han descubierto y estudiado en detalle unas diez estrellas ultra-pobres 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 , HE 1327-2326 y HE 1523-0901 . La estrella de Caffau fue identificada como la estrella más pobre en metales hasta el momento cuando fue descubierta en 2012 utilizando datos del Sloan Digital Sky Survey . Sin embargo, en febrero  de 2014 se anunció el descubrimiento de una estrella con metalicidad aún menor, SMSS J031300.36-670839.3 , localizada con la ayuda de datos del sondeo astronómico SkyMapper . Menos extremas en su deficiencia de metales, pero más cercanas y brillantes y, por lo tanto, conocidas desde hace más tiempo, son HD 122563 (una gigante roja ) y HD 140283 (una subgigante ). Gaia BH3 , el segundo agujero negro conocido más cercano a la Tierra , ubicado en la corriente estelar del halo ED-2 , también tiene un compañero ultra pobre en metales. Dada su masa inusualmente alta de alrededor de 32,70 masas solares, esto sugiere que las estrellas masivas de Población II experimentaron una menor pérdida de masa, lo que permitió la formación de agujeros negros estelares mayores que el límite de masa formado a partir de progenitores ricos en metales. ^{[ 25 ]}

Las estrellas de Población  III ^{[ 26 ]} son ​​una población hipotética de estrellas extremadamente masivas, luminosas y calientes con prácticamente ningún " metal ", excepto posiblemente por la mezcla de eyecciones de otras  supernovas de Población III cercanas y tempranas. El término fue introducido por primera vez por Neville J. Woolf en 1965. ^{[ 27 ] [ 28 ]} Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo muy primitivo (es decir, a un alto corrimiento al rojo) y que hayan 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. ^{[ 29 ] [ 30 ]}

La existencia de  estrellas de 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 lente gravitacional en una parte muy distante del universo. ^{[ 31 ]} Su existencia puede explicar el hecho de que los elementos pesados, que no pudieron haberse creado en el Big Bang , se observan en los espectros de emisión de cuásares . ^{[ 9 ]} También se cree que son componentes de galaxias azules débiles . Es probable que estas estrellas desencadenaran 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 puede haber jugado un papel en este proceso de reionización. El Observatorio Europeo Austral descubrió un brillante bolsillo 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. ^{[ 29 ] [ 32 ]} Algunas teorías sostienen que hubo dos generaciones de estrellas de población III. ^{[ 33 ]}   

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 serían muy efímeras y durarían solo 2-5  millones de años. ^{[ 34 ]} La falta de elementos pesados ​​y un medio interestelar mucho más cálido del Big Bang pueden haber permitido la formación de estrellas tan grandes. Por el contrario, las teorías propuestas en 2009 y 2011 sugieren que los primeros grupos estelares podrían haber consistido en una estrella masiva rodeada de varias estrellas más pequeñas. ^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]} Las estrellas más pequeñas, si permanecieron en el cúmulo de nacimiento, acumularían más gas y no podrían sobrevivir hasta nuestros días, pero un estudio de 2017 concluyó que si una estrella de 0,8 masas solares ( M _☉ ) o menos fue expulsada de su cúmulo de nacimiento antes de acumular más masa, podría sobrevivir hasta nuestros días, posiblemente incluso en nuestra galaxia, la Vía Láctea. ^{[ 38 ]} 

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 20~130  masas solares. ^{[ 39 ]} Por otro lado, el análisis de cúmulos globulares asociados con galaxias elípticas sugiere que las supernovas de inestabilidad de pares , que están típicamente asociadas con estrellas muy masivas, fueron responsables de su composición metálica . ^{[ 40 ]} Esto también explica por qué no se han observado estrellas de baja masa con metalicidad cero , a pesar de los modelos construidos para  estrellas de población III más pequeñas. ^{[ 41 ] [ 42 ]} Se han propuesto cúmulos que contienen enanas rojas o enanas marrones de metalicidad cero (posiblemente creadas por supernovas de inestabilidad de pares ^{[ 16 ]} ) como candidatos a materia oscura , ^{[ 43 ] [ 44 ]} pero las búsquedas de este tipo de MACHOs a través de microlentes gravitacionales han producido resultados negativos.

Las estrellas de Población  III se consideran semillas de agujeros negros en el universo primitivo. A diferencia de las semillas de agujeros negros de alta masa , como los agujeros negros de colapso directo , habrían producido agujeros negros ligeros. Si hubieran podido alcanzar masas mayores de lo esperado, podrían haber sido cuasiestrellas , otras semillas hipotéticas de agujeros negros masivos que habrían existido en el desarrollo temprano del Universo antes de que el hidrógeno y el helio se contaminaran con elementos más pesados.

La detección de  estrellas de población III es un objetivo del telescopio espacial James Webb de la NASA . ^{[ 45 ]}

El 8 de diciembre de 2022, los astrónomos informaron de la posible detección de estrellas de población III en una galaxia de alto corrimiento al rojo llamada RX J2129–z8He II . ^{[ 46 ] [ 47 ]}

El 27 de octubre de 2025, astrónomos publicaron un artículo en Astrophysical Journal Letters, informando que LAP1-B podría ser el primer cúmulo observado de estrellas de población III, con un corrimiento al rojo de z=6,6 y con una masa total de hasta 2700 masas solares, que aparentemente cumple con los tres criterios más críticos para que una estrella sea considerada como una estrella de población III. ^{[ 48 ] [ 49 ]}