Un nuovo studio ha calcolato la possibilità che alcune stelle di Popolazione II possano nascondersi nell’alone della Via Lattea.
Se prendi un universo ricco di idrogeno ed elio e lo lasci evolvere per circa 13 miliardi di anni, ottieni quello che vedi ora. Siamo i discendenti degli elementi primordiali. Noi siamo la polvere espulsa dalle prime stelle e da molte generazioni di stelle successive. Quindi la nostra ricerca delle prime stelle del cosmo, le cosiddette stelle di Popolazione III, è una ricerca della nostra stessa storia. Tuttavia, anche se non abbiamo ancora osservato la luce di quelle prime stelle, i loro discendenti diretti, le stelle di Popolazione II, potrebbero nascondersi addirittura nell’alone della Via Lattea.
Le stelle di Popolazione III
Le prime stelle erano enormi, senza elementi più pesanti che li appesantissero dovevano essere circa 300 volte più grandi del nostro Sole per innescare la fusione nucleare nel loro nucleo. A causa delle loro dimensioni, attraversavano i cicli di fusione piuttosto rapidamente e vivevano vite molto brevi. Ma le esplosioni di supernova che segnalarono la loro morte dispersero elementi più pesanti come il carbonio e il ferro da cui si formarono nuove stelle.
Anche le grandi stelle di seconda generazione subirono lo stesso destino diventando supernovae e dispersero elementi ancora più pesanti. Di conseguenza, ogni generazione di stelle conteneva un numero sempre maggiore di questi elementi. Nel gergo dell’astronomia si dice che ogni generazione ha una metallicità più elevata.
E per questo è anche possibile confondere a quale popolazione una stella appartenga. Le primissime stelle, che si sono formate solo da idrogeno ed elio primordiali, sono stelle di prima generazione, e le stelle che si formano interamente dai resti delle prime generazioni sono vere stelle di seconda generazione. Ma le stelle si formano con dimensioni diverse, quindi è molto probabile che alcune stelle massicce di seconda generazione siano diventate supernova prima di alcune delle stelle più piccole di prima generazione.
Molte delle prime stelle potrebbero essersi formate principalmente da materiale di prima generazione con un tocco di polvere di seconda generazione, mentre altre si sarebbero formate principalmente da stelle di seconda generazione con una spolverata di patrimonio di prima generazione. Stelle come il nostro Sole sono probabilmente un mix di materiale proveniente da più generazioni.
Per le stelle moderne, invece di cercare di determinarne la generazione, le classifichiamo in popolazioni in base alla loro metallicità. La metallicità di una stella viene considerata come il rapporto tra ferro ed elio [Fe/He] su scala logaritmica. Le stelle di popolazione I hanno un [Fe/He] di almeno -1, il che significa che hanno il 10% o più del rapporto ferro del Sole. Le stelle di popolazione II hanno un [Fe/He] inferiore a -1. La terza categoria, Popolazione III, è riservata alle vere stelle di prima generazione.
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Stelle antiche nella nostra galassia
Nella Via Lattea, la maggior parte delle stelle del piano galattico appartengono alla popolazione di stelle I, come il Sole. Si sono formati molto più tardi nella storia della nostra galassia e sono più giovani e contengono più metalli. Le stelle più vecchie della popolazione II si trovano generalmente nell’alone che circonda la nostra galassia, o nei vecchi ammassi globulari che orbitano attorno alla Via Lattea.
Questo ha senso poiché le stelle più vecchie hanno avuto più tempo per allontanarsi dal piano galattico. Considerata l’evoluzione della nostra galassia, è molto probabile che alcune delle stelle della popolazione II nel nostro alone siano effettivamente stelle di seconda generazione. Ma come possiamo distinguerle dalle altre vecchie stelle?
Un nuovo studio ha preso in esame sia le osservazioni di quasar distanti che le simulazioni di stelle della popolazione III per determinare la metallicità delle stelle effettive di seconda generazione. Gli autori hanno scoperto che, anche se le stelle di seconda generazione sarebbero rare nell’alone della Via Lattea, alcune potrebbero nascondersi da quelle parti. La chiave per identificarli non è la loro abbondanza di ferro rispetto all’elio, [Fe/He], ma piuttosto il rapporto tra carbonio e magnesio e ferro, [C/Fe] e [Mg/Fe].
Il carbonio si forma nelle stelle come parte del ciclo CNO, che è il ciclo di fusione di secondo livello dopo la combustione dell’idrogeno. Il magnesio è il prodotto della fusione in 3 stadi del carbonio con l’elio. Molte stelle di prima generazione sono esplose come supernove ad alta potenza, ma alcune sono esplose con energia inferiore. Queste supernove a bassa energia eliminerebbero elementi come carbonio e magnesio, ma non molto ferro. Quindi, le stelle con un rapporto [C/Fe] eccezionalmente alto probabilmente si sono formate dal materiale residuo di una singola stella di prima generazione. Più basso è il rapporto [C/Fe], più è probabile che una stella di popolazione II si formi da stelle di prima e seconda generazione.
Quindi sembra che la chiave sia cercare stelle dell’alone con [C/Fe] > 2,5. Non abbiamo ancora trovato nessuna di queste stelle, ma con l’arrivo online di nuove rilevazioni del cielo è probabilmente solo questione di tempo. Dovremo ancora esplorare le galassie più distanti per trovare una stella di prima generazione, ma presto potremmo trovare una delle loro figlie molto più vicina a casa nostra.
Fonte: Universe Today, ArXiv
