LAS PRIMERAS ESTRELLAS

Víctor Hugo Ramírez Siordia

October 4, 2010

Centro de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma

de México.

Abstract

Se revisan resultados teóricos en la formación de las primeras es-

trellas en el universo. Se incluyen las diferencias básicas en estructura

y evolución entre estas estrellas y las actuales. Según los resultados

teóricos las primers estrellas habrían sido más masivas que las actuales.

Con este escenario las supernovas serían más comunes en etapas tem-

pranas del universo. Esto explicaría la ausencia de estrellas con baja

metalicidad esperada y la relativa alta metalicidad del medio inter-

galáctico. Los hoyos negros que dejarían atrás las supernovas podrían

ser las semillas de los hoyos negros supermasivos actuales.

Uno de los componentes básicos del universo son las estrellas, como bienpodemos comprobar al levantar los ojos al cielo en una noche despejada. Enel universo hay billones y billones de estrellas, las cuales se agrupan (debido ala fuerza de gravedad) en grandes conjuntos, a los cuales llamamos galaxias.En nuestra galaxia, la Via Láctea, se calcula que hay de 2−4×1011 estrellas.

Las estrellas son esferas gigantescas de helio e hidrógeno (en su mayoria),prácticaqmente toda la energía que emiten se origina por reacciones nucle-ares de fusión en su núcleo. Esta energía proviene de fusionar elementosligeros en elementos más pesados en su interior 1. A los procesos que ocur-ren en el núcleo de una estrella para formar nuevos elementos se les llama

1Esto siempre es cierto para elementos más ligeros que el �erro, cobalto y niquel, ya

que para fusionar elementos más pesados que estos hay que invertir energia en el proceso.

Pero como hemos dicho la mayoría de la materia en una estrella está en forma de Helio e

Hidrogeno, entonces, es la fusión el proceso nuclear principal de generación de energía.

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nucleosíntesis. De esta forma, en una estrella se crean a través del tiempouna cantidad mayor de elementos más pesados que el H y He. En la jergaastronómica a elementos de este tipo se les llama metales. A la proporciónentre la cantidad de metales con la cantidad de hidrogeno que hay en unobjeto astronómico se le llama metalicidad.

En el contexto de las estrellas la metalicidad de�ne el tipo de población.Estrellas exhibiendo un �alto� contenido de metales se les llama dePoblaciónI, estrellas con un �bajo� contenido de metales son de Población II y aestrellas que no exhiban metales serían de Población III. Hasta la fecha nose han observado estrellas de población III.

Ahora bien, las estrellas no permanecen simpre iguales debido a los pro-cesos que ocurren en ellas. Un proceso importante es la nucleosíntesis queya habíamos mencionado. Debido a este, la cantidad de metales en los cen-tros de las estrellas crece. Sin embargo, los metales creados en su nucleo sequedan ahí, ya que debido a la alta densidad de las estrellas no hay muchointercambio de material entre sus capas. Dicho en otras palabras, es di�cilque los elementos salgan del núcleo porque la materia alrededor de este estamuy apretada.

Algunas estrellas terminan su vida de forma muy violenta, estallandocomo supernovas. Explosiones tan fuertes que son tan brillantes como unagalaxia. Para que esto ocurra es necesario que la masa de la estrella seamayor a 9 masas solares, i.e., 9M�. Durante estas explosiones se crean yriegan en el espacio nuevos elementos (más pesados que el H y He). Parte deeste material regado en el espacio se concentra en nubes. Estas nubes tienenprincipalmente la composición química de los elementos de las supernovasque les dieron origen. De acuerdo con la ley de la graviatación universal, lasestructuras de materia se atraen entre sí; esta atracción será directamenteproporcional a la masa de estas e inversamente proporcional a la distanciaentre ellas. Así, las partículas más pesadas en estas nubes se concentranposteriormente en nubes más densas. En ellas se forman y concentran unagran cantidad de moléculas, por esto se les conoce como nubes molecu-

lares. Actualmente, en las nubes moleculares se da el proceso de formaciónestelar (básicamente por la condensación de estas nubes como veremos masadelante). Estas nuevas estrellas heredan metales de las supernovas que con-tribuyeron con material para las nubes. Entonces inicia un nuevo ciclo devida y evolución de las estrellas. Las nuevas estrellas se fabricarían más met-ales en su núcleo. Algunas estallarían creando más metales y parte de los

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que tenían2, enriqueciendo así la metalicidad del medio. Cada generación deestrellas aportaría más metales a la composición química del universo.

Según las teorías cosmológicas más convencionales, el universo tuvo unprincipio. El simple hecho que ya hemos considerado que la metalicidad deluniverso crece conforme pasa el tiempo ya nos señala que el universo debiótener un principio. De otro modo, si el universo tuviera una edad in�nita,la cantidad de metales en el universo habría llegado a un valor límite que yano aumentaría. Según las teorías cosmológicas más aceptads el principio deluniverso se remonta a hace unos 1.4 × 1010. Por lo tanto, debió haber unaprimer generación de estrellas, algún tiempo después del inicio del universo.Si queremos conocer como fué la primer generación de estrellas tenemos queremontarnos a las condiciones del universo en su principio y como ya vimos,este debió ser menos metálico.

NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL

Según modelos teóricos, en los primeros instantes del universo se creó: en-ergía oscura, energía hipotética que permea el espacio y es responsable deacelerar la tasa de expanción del universo; materia oscura, materia que noemite o interactua con la radiación electromagnética, pero interactua gravita-cionalmente con la demás materia; y materia ordinaria, que es la materiaque podemos ver. La energía oscura ocuparía un 74% de la materia total, lamateria oscura un 22% y la materia ordinaria un 4%. Esta última estaba enla forma de un llamado plasma supercaliente, constituido por electrones yquarks (partículas que forman los neutrones y protones). Sin embargo, du-rante el primer segundo este plasma se habría enfriado lo su�ciente para per-mitir que los quarks se combinaran para formar protones y neutrones3. Perolos neutrones cuando están libres no son partículas estables, estos decaen,es decir se transforman en protones, emitiendo un electrón y una partículallamada antineutrino. A este decaimiento se lo conoce como decaimiento

beta y tiene una vida media de ∼ 15minutos. Después de unos cuantos

2No todos los metales en de la estrella son expelidos ya que los métales próximos al

centro de la estrella se colapsan en objetos muy densos. Estos objetos corresponden a

estrellas de neutrones y agujeros negros. Aunque hay con�guraciones en las que todo el

material podría ser dispersado, como veremos más adelante.3Básicamente existen dos tipos de quarks: quarks arriba y cuarks abajo. Un protón

está formado por dos quarks arriba y un quark abajo. Un neutrón está formado por dos

quarks abajo y un quark arriba.

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Figure 1: Arriba; Esquema sobre la historia del universo. Abajo; Radiaciónde fondo cósmico de microondas obtenida con el satélite WMAP. Las desvia-ciones de temperatura son extremadamente pequeñas; representan diferen-cias del orden de 1/100,000, con respecto al valor promedio de la radiación(Imágenes: cortesía de la NASA ).

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minutos de la historia del universo algunos neutrones habrían sobrevivido aldecaimiento gracias al haberse ligado con protones. A estás nuevas partículasse le llama deuterones. Posteriormente se darían reacciones que formaríanhelio y unas trazas pequeñas de litio. Durante muchos años el universo per-manecería extremadamente caliente con hidrógeno (∼%76) y helio (∼25%)(Jones & Lambourne, 2003).

Teniendo como base esto, en las etapas más tempranas del universo prác-ticamente no habría habido metales más pesados que el litio. Pero, se hanobservado metales de este tipo a edades poco menores de 10% de la edaddel universo (Ellison et al., 2000). La formación de las primeras estrellas lapodemos situar antes de esta edad (Figura 1) (Barkana, & Loeb, 2001).

NUBES DE GAS PRIMORDIAL

Hasta aquí, la información pertinente es el tener en cuenta que al principiodel universo solo habría habido Hidrógeno (%75) y Helio (25%). Es por estarazón que las primeras estrellas habrían tenido solamente estos dos elementos.Esta es una diferencia fundamental entre las primeras estrellas y las estrellasformadas actualmente, ya que estas últimas contienen metales. Es por estoque la Población III de estrellas que habíamos mencionado corresponde a laprimer generación de estrellas.

Se han realizado deducciónes sobre la distribución de la materia del uni-vero temprano gracias a la radiación de fondo cósmico de microondas

(Figura 1). Esta radiación proviene de épocas muy tempranas, se cree quefue emitida cuando el universo tenía solamente ∼ 4 × 105anos de edad. Sibién esta radiación de fondo se muestra bastante suave, revela evidencia de�uctuaciones a escalas pequeñas. Estas �uctuaciones se asocian con concen-traciones irregulares en la distribución de materia en el universo, implicandozonas más densas que otras. Debido a la atracción gravitacional las zonas másdensas se condensarían, dando origen a una red formada de �lamentos y ho-juelas (Figura 2). En los nodos de esta red la concentación de materia seríafuerte, formando grumos densos. Según los modelos cosmológicos estosbonches de material llegarían a constituirse en estructuras ligadas gravita-cionalmente. Estos sistemas serían capaces de formar estrellas y apareceríana una edad del universo de ∼ 2 × 108 anos (Abel, et al., 2002; Barkana, &Loeb, 2001 ).

En estas condiciones parte del hidrógeno y del helio del universo podríacapturar electrones libres. A este proceso se le conoce como recombinación.

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Figure 2: Simulación por computadora para formación estelar temprana. Laserie de arriba muestra proyecciones de densidades del gas condensándose enuna red �lamentaria a 4 diferentes edades del universo. En los nodos de estared se formarían grumos densos donde la formación estelar podría ocurrir.Las series de en medio y abajo muestran una tajada del �nal de la simulacióncon diferentes acercamientos. La serie de en medio respresenta densidad y lade abajo temperatura (Abel, et al., 2002).

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Para formar estrellas estos grumos densos todavía deben comprimirse lo su-�ciente. Estos empezarían a comprimirse por su propia gravedad. Estacompresión calentaría las nubes a temperaturas de ∼ 1, 000K. En estascondiciones algunos de los átomos libres de hidrógeno formarían parejas en-tre sí, dando origen a pequeñas cantidades de hidrógeno molécular, H2.En este proceso, es es necesario que el hidrogeno neutro (hidrogeno ligadocon un electrón) se ligue con un anión de hidrógeno (hidrógeno ligado a doselectrones; McDowell, 1961). El hidrógeno molecular empezaria a enfriar lasregiones más densas de las nubes emitiendo radiación infrarroja al colisionarcon átomos de hidrogeno4. Debido a esta radiación las partículas pierdenenergía, que escapa de la nube y consecuentemente las partículas chocancada vez con velocidades menores. La temperatura en cierto sentido es unamedida de la velocidad promedio de las partículas, por lo tanto al decrecerla velocidad de estas la temperatura también decrece. En este proceso latemperatura de las regiones más densas de los bonches podría caer entre 200y 300K 5Según simulaciones estos grumos densos empezarían a comprimirsepor su gravedad (Bromm & Larson, 2004, y referencias en él).

Un requisito importante para que una nube se colapse bajo su gravedades que la masa de esta exceda la llamada masa de Jeans. La masa de Jeans

está relacionada con la temperatura, T, y densidad de la nube, ρ, según:

MJ ∝T 2

P 1/2. (1)

La formación estelar es un campo muy importante en la astronomía.Si bien aun quedan muchas preguntas por contestar, es bien sabido que laformación de las estrellas ocurre en nubes moleculares, como ya habíamosdicho. Ahora bien, dado que los grumos primordiales tendrían temperaturasde hasta 300K, estas serían 30 veces mayores que las nubes moleculares(que tienen temperaturas de ∼ 10K). Si los primeros grumos de formaciónestelar tuvieran presiones similares a las nubes moleculares de hoy, la masade Jeans para las primeras nubes con formación estelar habría sido unas

4A la radiación de este tipo se le llama ro-vibracional, no entraremos en detalles

porque ese tema está más allá de los propositos de este artículo.5Es digno de mención que la materia oscura, dado que no puede emitir radiación de

ningún tipo, no podría tener este enfriamiento y contracción subsecuente. Entonces el

enfriamiento a partir del H2 permitiría a la materia gaseosa �separarse� de la distribución

de materia oscura, achantándose y adiquiriendo forma de discos que rotan dentro de las

acumulaciones de materia oscura.

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Figure 3: Predicciones sobre remanentes de hoyos negros o estrellas de neu-trones por supernovas en función de la masa de la estrella y la metalicidad.La línea roja muestra las zonas que corresponden a estrelals con metalici-dades similares a las del Sol. Podemos notar que las estrellas de este tipoterminarían predominantemente dejando atrás estrellss de neutrones. Porotro lado, estrellas tempranas con baja metalicidad terminarían predomi-nantemente como hoyos negros, o dispresando todo su material (Heger et al.,2003).

900 veces mayor a las masas de Jeans actuales. En las regiones cercanasal Sistema Solar las masas de Jeans son burdamente del orden de algunasmasas solares. Y las masas de las estrellas formadas son menores que la masade Jeans, pero pueden alcanzar masas cercanas a esta. De esta forma, lasmasas de las primeras estrellas alcanzarian valores de hasta 900M�. Segúnestudios con simulaciones podrían formarse predominantemente de 100M�,pero alcanzando incluso masas de 1000M� (Abel, T., et al. 2002; Yoshidaet, al., 2008; Bromm & Larson, 2004).

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ESTRUCTURAY EVOLUCIÓN DE LAS PRIMERAS

ESTRELLAS

En una estrella la fuerza atractiva de gravedad presiona la materia haciaadentro de esta. Entonces es necesaria una presión que contrarreste la presiónpor gravedad en el sentido opuesto a esta, de otro modo la estrella se colap-sará. Hay dos presiones mantenidas por la energía nuclear de la estrella quese oponen a la gravedad; la presión térmica, que involucra choques de partícu-las con masa, y la presión de radiación, que involucra choques partículasde radiación (conocidas como fotones) con las partículas con masa. Cuandoestas presiones están balanceadas con la presión gravitacional decimos quela estrella esta en equilibrio hidrostático.

Entre más masiva sea una estrella más caliente deberá ser para podersoportar la presión graviatacional. Entonces será necesario que las reaccionesnucleares que ocurren en el núcleo de la estrella sean mayores. Sin embargo,la producción de energía en el centro de las estrellas es menos e�ciente entremenor sea la cantidad de metales. Esto se debe a que el número de posiblesreacciones para fusión entre distintos elementos disminuye por la escacez deestos. Sin embargo, la tasa de producción de energia aumenta con la densidad(vease por ejemplo: Hansen & Kawaler, 1994). Al comparar una estrellasin metales con una estrella muy metálica, pero ambas de la misma masa,tendríamos que la estrella con menos metales debería ser más densa parapoder contrarrestar la atracción de gravedad. Debido a esto, una estrella deprimera generación sería más densa. Sin embargo al ser más densa, la presióngravitacional será más fuerte debido a que la longitud de la estrella decrece,y entonces la atracción aumenta (de acuerdo con la ley de la gravitación).Entonces se requeriría una tasa de energía nuclear todavía mayor para evitarel colapso. Debido a esto, la tasa de generación de energia sería mayor quela estrella que sí tiene metales.

Por lo tanto, las primeras estrellas tendrían una emisión de energía mayorque las estrellas actuales con la misma masa, es decir serian más brillantes.El que sean más brillantes implica que la temperatura en su super�cie seamayor. Ahora bién, la emisión de energia (en forma de luz) de un objetono es igual en todas las bandas del espectro. Es decir, no emite la mísmacantidad de luz en la banda roja que en la azul. El pico máximo de emisiónocurre a una longitud de onda, λmax relacionada con la temperatura, segúnla ley de Wien:

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λmax =b

T,

donde b es una contante de proporcionalidad. De esta forma, las primerasestrellas con temperaturas tan altas tendrían una emisión fuerte en longitudesde onda muy azules con mucha emisión en el ultravioleta, UV.

La fuerte emisión en el UV de las primeras estrellas ionizaría el medioalrededor de estas y disociaría las moléculas de H2; reduciendo así la tasa deenfriamiento en los grumos de gas iniciales. Sin embargo, también habríanmás electrones libres, que como se había dicho actuan como catalizadores.Todavía no hay conclusiones sobre las implicaciones de la radiación de lasprimeras estrellas en su formación global. Pero considerando que la fotoion-ización calienta el gas y por tanto eleva las temperaturas de las nubes y lasexpande, es razonable pensar que la formación de estrellas se apagó tempo-ralmente (Bromm & Larson, 2004).

Como habíamos visto, las estrellas con más de 9M� estallan como super-novas. Considerando que las primeras estrellas son tan masivas la mayoria deellas habrían explotado como supernovas, expeliendo metales. Estos metalesenfriarían las nubes más e�cientemente que el H2 y entonces cada vez podríahaber estrellas de menor masa.

Dado que el combustible nuclear de las estrellas eventualmente se termina,el núcleo de estas se colapsa. Este colapso es quien detona la explosión dela estrella en supernova. La región nuclear al colapsarse puede terminar endos tipos de objetos muy densos; hoyos negros, objetos tan densos queno permiten ni que la luz (que viaja a la velocidad más rápida posible)escape de ellos; y estrellas de neutrones, formadas predominantemente deneutrones pero también cuentan con electrones y protones6, estas estrellas sontan densas que concentran 1.4M� en una esfera de radio de unos 10km. Si lamasa del núcleo que se colapsa es mayor que ∼ 2.5Modot este se convierte enun hoyo negro, si la masa es menor se convierte en una estrella de neutrones(Ostlie & Carroll, 2007).

La masa del núcleo que se colapsa (y por ende, si esta terminará comohoyo negro o estrella de neutrones) está relacionado con la masa de la estrella

6Las estrellas de neutrones se mantienen unidas por la presión gravitacional, y las

detiene del colapso la presión de degeneración de neutrones, que obedece el principio

de exclusión de Pauli, que implica que dos neutrones no pueden ocupar el mismo lugar,

i.e., superponerse.

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y con su metalicidad. Esta es otra diferencia fundamental entre las estrellasactuales y las primeras. Si bien el conocimiento sobre el �nal que tendráel núcleo que se colapsa en función de la masa de la estrella es aun cono-cido moderadamente, pero algunos principios se han establecido (Gilmoure,2004). En la Figura 3 se muestra una grá�ca que muestra las prediccionessobre el �nal del núcleo que se colapsa. En esta grá�ca se muestra quelas primeras estrellas terminarían predominentemente como agujeros negros.Además, para las estrellas en el universo temprano con masas entre 140M� y260M� podria darse el escenario de las Supernovas de Inestabilidad de

Par. En estas estrellas ocurriría un colapso parcial del nucleo conduciendoa procesos nucleares acelerados y muy energéticos en una estrella pulsante.Posteriormente el núcleo estallaría, destrozando y esparciendo todo el mate-rial de la estrella. Así, estas estrellas no dejarían atrás ni un hoyo negro niuna estrella de neutrones. Estrellas más masivas que 260M� dejarían comoremanentes hoyos negros muy masivos (Heger et al., 2003).

ACLARANDO MISTERIOS

El modelo de formación de las primeras estrellas de alta masa ayudaría aexplicar algunas características enigmáticas de nuestro universo. Una deellas es que según las observaciones las galaxias contienen menos estrellasde poca metalicidad de lo que se esperaría. Suponiendo que los metales seprodujeran a una tasa proporcional a la de la formación estelar. Entonces,la pregunta es ¾donde estarían estas estrellas? Básicamente si estas estrellashabrían sido más masivas conforme nos remontamos en el pasado, entoncesla mayoría habría terminado como supernovas. Habría un menor número deestrellas poco masivas que pudieran alcanzar tiempos de vida de la edad deluniverso y como también serían menos brillantes serían di�ciles de detectar(Scannapieco, et al., 2003) .

Otro misterio está relacionado con la alta abundancia en metales del gasintergaláctico caliente emisor de rayos-x en cúmulos de galaxias. Estas metal-icidades se explicarían más facilmente si hubiera habido un periodo tempranode formación rápida de estrellas masivas con una tasa correspondiente de su-pernovas que enrriquescan el medio. Una tasa alta de supernovas tempranasencaja con la evidencia que sugiere que la mayoría de metales en el universoyace en el medio intergaláctico difuso, en lugar de las galaxias. Para produciruna distribución de materia así la formación de galaxias involucraría brotes

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estelares masivos y supernovas que expelieran la mayoría del gas y metaleshacia afuera (Bromm & Larson, 2004, y referencias en él).

Dado que muchas de las primeras estrellas desencadenarían colapsos enhoyos negros, estos podrian ser las semillas de los hoyos negro supermasivosque se encuentran en los núcleos de las galaxias actuales (Bromm & Larson,2004). Estos hoyos negros habrían sido previos a la formación de sistemasgalácticos. Esto es consistente con estudios observacionales de galaxias yhoyos negros que muestran que la masa de una galaxia y el hoyo negro su-permasivo en ella, son similares; sin importar la edades ni tamaños. Pero aetapas más tempranas del universo las masas de los hoyos negros superma-sivos habrían sido mayores a la masa de la galaxia asociada a cada uno deellos. Lo que sugiere que los hoyos negros crecieron primero (Finley, 2009).

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