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Divulgar es tener conciencia de una altísima misión: poner al alcance de la mayoría el patrimonio científico de la minoría. Manuel Calvo Hernando Another Day in the Lab

24/7/20 - DJ:

Las estrellas que todavía no vimos, son las primeras

T.E.L: 6 min.

Como las "estrellas pop" de la música, los astros de población III, se hacen desear.


El siguiente texto es una traducción libre del publicado por Daegene Koh, de KIPAC (Instituto Kavli), en marzo de 2018.

Los astrónomos dividen las estrellas en poblaciones. Las estrellas de Población III fueron las primeras en existir, pero hasta nunca vistas. Las de Población I, en cambio, son de tercera generación, como nuestro Sol. ¿Por qué esa forma contra-intuitiva? Porque se nombraron las poblaciones en la medida en que fueron descubiertas y observadas. Las de Población I (Pop I) fueron las primeras en ser vistas; luego las Pop II. Las Pop III forman parte del universo primitivo, todavía no observado. Pero se puede saber bastante de estos astros en forma teórica.

Los astrónomos llaman "elementos pesados" o "metales" a todos los elementos posteriores al helio. El modelo de nucleosíntesis primordial explica cómo se formaron los elementos más allá del hidrógeno. Así se sabe que durante los primeros cientos de millones de años, el Universo contenía solo hidrógeno, helio y una pizca de litio (más una pizca ínfima de tritio y berilio). Esto significa que la abundancia de metales encontrada en las estrellas decrece al mirar atrás en el tiempo. En el universo temprano, casi no había metales, por ende, las estrellas Pop III carecen de ellos.

Como hasta ahora no se las observó, a las estrellas Pop III se las estudia en forma teórica y los profesionales se apoyan en simulaciones numéricas, es decir, computacionales. Hay una ventaja para el universo primitivo: era más simple.

Las primeras estrellas eran más masivas que las actuales, cientos de veces la masa solar. Por eso, tenían vidas cortas. Como las "estrellas pop" viven rápido y mueren jóvenes. Los primeros elementos fueron eyectados al espacio interestelar por las supernovas de Pop III. De tales eventos, quedaron agujeros negros que serían las "semillas" de los agujeros negros supermasivos encontrados en los centros de las galaxias actuales. Bajo el actual paradigma de estructura jerárquica de formación del Modelo Cosmológico Estándar (el modelo Lambda-CDM), los objetos se formaron siendo pequeños y por agrupación se fueron creando los más grandes. Por eso, entender los detalles de formación de las estrellas de primera generación es vital para unir las piezas de la formación de las galaxias actuales.

Campos magnéticos en estrellas Pop III
Uno de los detalles en los modelos de estrellas Pop III es la producción y amplificación de campos magnéticos. Estos campos pueden variar en magnitud, desde la magnetosfera que protege la Tierra de la radiación cósmica hasta los absurdamente poderosos campos de los magnetar (estrellas de neutrones). En el universo actual son inevitables. La mayoría de los modelos del universo temprano solo dan lugar a campos magnéticos muy débiles. No está claro cómo esos campos débiles fueron capaces de crecer a través de los procesos estelares, galácticos y de cúmulos de galaxias. Más aún, estos campos magnéticos, una vez amplificados, pueden también influir en el proceso de formación de estructuras, a su vez. Los astrofísicos quieren explorar esa relación simbiótica al rastrear el crecimiento de campos magnéticos, empezando con los primeros objetos.

Al usar el código de simulación computacional de gran resolución Enzo, Daegene Koh estudió el crecimiento de campos magnéticos a través de la vida de una estrella Pop III, desde el nacimiento hasta su explosiva muerte y luego durante sus secuelas. Incluye los últimos modelos para rastrear las reacciones químicas, dinámica gravitacional de materia oscura, termodinámica del gas, y el acoplamiento de campos magnéticos a la dinámica del gas. El código también usa una técnica computacional conocida como Refinamiento de malla adaptativo (adaptive mesh refinement) que incrementa selectivamente la resolución en regiones de interés para ganar grados de precisión con mínimo tiempo de cálculo.

Estas simulaciones muestran un fenomenal crecimiento de campos magnéticos que pueden asociarse con dos períodos distintivos. El primero es durante el colapso gravitacional del gas anterior a la formación de la estrella. Al apilarse el gas debido al tirón gravitacional, las líneas del campo también se agrupan y amplifican. La segunda fase ocurre poco después de que las estrellas explotan como supernova, mientras la onda de choque se expande y comienza a enfriarse. Esta diferencia de temperatura entre el frente de choque enfriado y la caliente onda de choque misma resulta en la formación de movimiento turbulento que, nuevamente, comienza a mover y amplificar los campos magnéticos. La figura debajo muestra imágenes de la región circundante antes de la formación estelar, luego de supernova y la secuela.

Figura 2: Esta figura muestra proyecciones 2D del instante anterior a la formación estelar (paneles superiores), el instante posterior a la supernova (medio), y las secuelas mientras la onda de choque se expande (abajo). Notar el crecimiento de energía magnética a través del proceso. Crédito: Daegene Koh.

Al pasar millones de años, el gas que fue expelido por la radiación emitida de la estrella y la consiguiente supernova, colapsará otra vez. Sin embargo, algunas cosas cambiarán. Primero, los elementos más pesados que se formaron y liberaron como resultado de la supernova se habrán mezclado en el gas. Segundo, el previo gas no-magnetizado será altamente magnético en la vecindad de la región afectada. Futuros estudios intentarán explicar cómo este efecto impacta en la siguiente generación de formación estelar.

Pop III durante reionización
Más allá del modelo detallado de estos objetos en sí mismos, las estrellas Pop III pueden ser interesantes en el contexto de reionización. La reionización es la transición del universo neutro al universo completamente ionizado actual. Esta transición empieza como resultado de formación de estrellas y la radiación ionizada que emiten. Al principio, estas estrellas simplemente formarán bolsillos de gas ionizado a su alrededor que luego se encogerán al recombinarse los átomos. Finalmente, sin embargo, con la continua formación de estrellas y radiación emitida por núcleos galácticos activos, el universo se volvió ionizado.

Daegene Koh estudió el rol de las estrellas Pop III durante este período usando un código semi-numérico de simulación 21cmFAST. En vez de hacer una simulación numérica completa, que sería computacionalmente prohibitiva para problemas de semejante escala, este código combina modelos analíticos para acelerar los cálculos. En particular, Daegene Koh añadió la funcionalidad para los modelos de ser dependientes de la masa de las galaxias, mientras que anteriormente asumía un valor único para la capacidad de ionización para todas las galaxias. La figura 3 muestra una captura de la fracción de ionizada en la caja de simulación comparando un modelo con estrellas Pop III contra un modelo con solo galaxias canónicas.

Fig.3: La figura muestra proyecciones de la fracción de ionización del gas alrededor de estrellas Pop III vs. Pop II y Pop I. Rojo es todo neutro y azul es todo ionizado. A la izquierda está el modelo incluyendo estrellas Pop III mientras que a la derecha se las excluye. El gráfico de la izquierda muestra estructuras de burbujas más finas y detalladas, ya que los objetos de masa más pequeños pueden hacer contribuciones. (Crédito: Daegene Koh.)

Observaciones de cuásares, mediciones de la radiación de fondo de microondas y otras restricciones, apuntan hacia un punto final común a la "Época de Reionización", alrededor de z=6 (corrimiento al rojo cosmológico), o cuando el universo tenía cerca de mil millones de años de edad. Todos estos modelos están ajustados para estar de acuerdo con estas restricciones. Sin embargo, la principal diferencia es en mostrar la importancia de estrellas Pop III en dictar el comienzo del proceso de reionización. Ellas proveen una fracción significante de radiación ionizante durante el universo temprano y por eso son un componente importante en comprender este período turbulento en la historia del universo.

Observaciones del futuro cercano
Este es un período particularmente excitante para buscar estrellas Pop III y las primeras galaxias. Porque estas estrellas son de vida corta, sería difícil esperar que alguna haya sobrevivido hasta hoy. Así, la mejor posibilidad al observar estos objetos es mirar más atrás en el pasado. Hasta ahora, las herramientas observacionales han carecido de la capacidad técnica de mirar hacia el pasado lo suficiente para observar estrellas Pop III. Sin embargo, la próxima generación de telescopios, como el Telescopio Espacial James Webb debería acercarse cada vez más al reino de las estrellas Pop III para restringir aún más nuestros modelos. Gigantes arreglos de radiotelescopios a ser construidos pronto, como el Square Kilometer Array, podrán espiar a través de la Era de reionización hacia las edades oscuras y seguramente brindarán más pistas acerca del universo primitivo. También la nueva astronomía de ondas gravitacionales, abierta por el Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), ha encontrado evidencia de agujeros negros pesados potencialmente conectados a remanentes de supernova Pop III. Daegene Koh espera construir modelos cada vez más sofisticados para compararlos con las observaciones que sabemos que están por venir en la próxima década.

Y, quizás al final, alguien con una poderosa cámara (en un telescopio) tendrá una fotografía clara de una de estas estrellas pop más solitarias.

Fig. 4: El panel superior es una imagen tomada con el telescopio Spitzer de NASA de estrellas y galaxias en la constelación Draco, cubriendo 50 por 100 millones de años luz (6 a 12 arcominutos). Es una imagen infrarroja en longitud de 3,6 micrones, por debajo de lo que el ojo humano puede detectar. El panel inferior es la imagen resultante de enmascarar todas las galaxias, estrellas y ruido instrumental. El fondo remanente fue realzado para revelar un brillo que no es atribuido a galaxias o estrellas. Sería el fulgor de las primeras estrellas en el universo.

Perfil del autor
Daegene Koh obtuvo su doctorado en física de Georgia Institute of Technology (2017).
Entre sus publicaciones figuran:
Koh, D., Wise, J. H. 2016, “Extending semi-numeric reionization models to the first stars and galaxies”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, submitted (arXiv: http://arxiv.org/abs/1609.04400)

Koh, D., Wise, J. H. 2016, “Amplification of Magnetic Fields in a Primordial HII Region and Supernova”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 462, 81-91 (arXiv: http://arxiv.org/abs/1606.08477)

Fuentes y enlaces relacionados

Population III stars: The Universe’s ultimate reclusive pop stars
https://kipac.stanford.edu/highlights/population-iii-stars-universes-ultimate-reclusive-pop-stars

What Telescope Will Be Needed to See the First Stars in the Universe? The Ultimately Large Telescope
https://www.universetoday.com/146888/what-telescope-will-be-needed-to-see-the-first-stars-in-the-universe-the-ultimately-large-telescope/

Enzo
https://enzo-project.org/

21cmFAST: A Fast, Semi-Numerical Simulation of the High-Redshift 21-cm Signal
Andrei Mesinger, Steven Furlanetto, Renyue Cen
arXiv:1003.3878 [astro-ph.CO]
https://arxiv.org/abs/1003.3878

Magnetic Fields in the First Galaxies and Stars
https://www.youtube.com/watch?v=-nS7h9Pni5k

Forming Ancient Stars
https://astrobites.org/2011/01/28/forming-ancient-stars/

The First Stars in the Universe
https://www.scientificamerican.com/article/the-first-stars-in-the-un/

Infrared Glow of First Stars Found
https://www.scientificamerican.com/article/infrared-glow-of-first-st/

Scientists See Light that May Be from First Objects in Universe
http://www.spitzer.caltech.edu/news/222-ssc2005-22-Scientists-See-Light-that-May-Be-from-First-Objects-in-Universe

Sobre las imágenes

Figura 1
Visualización de la formación de una de las primeras estrellas.
Créditos: Visualización: Ralf Kaehler. Simulación: Tom Abel.

Figura 4:Crédito: NASA/JPL-Caltech/A. Kashlinsky (GSFC)

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