Ainda não podemos ver as primeiras estrelas, mas podemos ver seus descendentes diretos

Se você pegar um universo equivalente a hidrogênio e hélio e deixá-lo cozinhar por cerca de 13 bilhões de anos, você nos pegará. Somos os descendentes dos elementos primordiais. Somos a poeira descartada das primeiras estrelas e de muitas gerações de estrelas depois disso. 

Esta impressão artística mostra uma estrela de População III que é 300 vezes mais massiva que o nosso Sol, explodindo como uma supernova de instabilidade de pares. Crédito: NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva/Spaceengine

Portanto, a nossa busca pelas primeiras estrelas do cosmos é uma busca pela nossa própria história. Embora não tenhamos capturado a luz dessas primeiras estrelas, alguns dos seus filhos diretos podem estar na nossa própria galáxia.  

As primeiras estrelas eram enormes . Sem quaisquer elementos mais pesados ​​para os pesar, precisavam de ser cerca de 300 vezes maiores que o nosso Sol para desencadear a fusão nuclear no seu núcleo. Devido ao seu tamanho, eles passaram pelos ciclos de fusão rapidamente e viveram vidas muito curtas. Mas as explosões de supernovas que assinalaram a sua morte espalharam elementos mais pesados, como o carbono e o ferro, a partir dos quais se formaram novas estrelas.

Grandes estrelas de segunda geração também morreram como supernovas e espalharam elementos ainda mais pesados. Como resultado, cada geração de estrelas continha cada vez mais destes elementos. No jargão da astronomia, dizemos que cada geração tem uma metalicidade maior.

É claro que a geração em que uma estrela pertence pode ser confusa. Claramente, as primeiras estrelas, formadas inteiramente a partir do hidrogénio e do hélio primordiais, são estrelas de primeira geração, e as estrelas formadas inteiramente a partir dos restos das primeiras gerações são verdadeiras estrelas de segunda geração.

Mas as estrelas formam-se em todos os tamanhos diferentes, por isso é bastante provável que algumas estrelas massivas de segunda geração se tenham tornado supernovas antes de algumas das estrelas mais pequenas da primeira geração.

Muitas estrelas primitivas poderiam ter se formado principalmente a partir de material de primeira geração com um toque de poeira de segunda geração, enquanto outras se formaram principalmente a partir de estrelas de segunda geração com uma pitada de herança de primeira geração. Estrelas como o nosso Sol são provavelmente uma mistura de material de múltiplas gerações.

Para as estrelas modernas, em vez de tentar determinar a sua geração, categorizamo-las em populações com base na sua metalicidade. A metalicidade de uma estrela é considerada como a razão entre ferro e hélio [Fe/He] em uma escala logarítmica. As estrelas da população I têm um [Fe/He] de pelo menos -1, o que significa que têm 10% da proporção de ferro do Sol ou mais. Estrelas da população II têm um [Fe/He] inferior a -1. A terceira categoria, População III, é reservada para verdadeiras estrelas de primeira geração. 

Na galáxia Via Láctea, a maioria das estrelas no plano galáctico são estrelas da população I como o Sol. Eles se formaram muito mais tarde na história da nossa galáxia e são mais jovens, com mais metais. As estrelas mais antigas da população II são geralmente encontradas no halo que circunda a nossa galáxia ou nos antigos aglomerados globulares que orbitam a Via Láctea. 

Isso faz sentido, uma vez que as estrelas mais velhas tiveram mais tempo para sair do plano galáctico. Dada a evolução da nossa galáxia, é bastante provável que algumas das estrelas da população II no nosso halo sejam verdadeiramente estrelas de segunda geração. Mas como podemos distingui-las de outras estrelas antigas?

Esse é o objetivo de um novo estudo publicado no *arXiv*. Ele analisa observações de quasares distantes e simulações de estrelas de população III para determinar a metalicidade de estrelas verdadeiramente de segunda geração. Os autores descobriram que, embora as estrelas de segunda geração sejam raras no halo da Via Láctea, algumas podem estar à espreita ali. A chave para identificá-los não é a abundância de ferro em relação ao hélio, [Fe/He], mas sim as proporções de carbono e magnésio em relação ao ferro, [C/Fe] e [Mg/Fe].

O carbono é formado nas estrelas como parte do ciclo CNO , que é o ciclo de fusão de segundo nível após a queima do hidrogênio. O magnésio é um produto da fusão em três estágios do carbono com o hélio. Muitas estrelas da primeira geração explodiram como supernovas de alta potência, mas algumas explodiram com energia mais baixa. Estas supernovas de baixa energia libertariam elementos como o carbono e o magnésio, mas não muito ferro.

Assim, estrelas com uma relação [C/Fe] excepcionalmente alta provavelmente se formaram a partir do material remanescente de uma única estrela de primeira geração. Quanto menor a razão [C/Fe], maior a probabilidade de uma estrela da população II ter sido formada a partir de estrelas de primeira e segunda geração.

Portanto, parece que a chave é procurar estrelas halo com [C/Fe] > 2,5. Ainda não encontramos nenhuma dessas estrelas, mas à medida que mais pesquisas do céu ficam online, é provável que seja apenas uma questão de tempo. Ainda teremos que procurar nas galáxias mais distantes para encontrar uma estrela de primeira geração, mas em breve poderemos encontrar um dos seus filhos muito mais perto de casa.

Fonte: universetoday.com