Cómo explicar la existencia de elementos más pesados ​​en estrellas de Población I y en estrellas de Población II contienen uno más ligero

Estás descuidando dos hechos importantes.

La primera es que las estrellas, hacia el final de su vida, devuelven al medio interestelar (ISM) gran parte de su masa inicial, pero ahora enriquecidas con elementos pesados ​​producidos por reacciones nucleares dentro de las propias estrellas.

De esta forma, las estrellas más jóvenes que se forman a partir del ISM comienzan su vida con una fracción mayor de elementos pesados ​​que las estrellas viejas, que se formaron antes cuando el ISM estaba menos enriquecido que en la actualidad.

La mayoría de las estrellas devuelven una gran cantidad de material al ISM, con la única excepción de las estrellas de muy baja masa. Esto ocurre de diferentes maneras, dependiendo de la masa estelar.

1. Estrellas más pesadas que$8 M_\odot$(eso es ocho veces el Sol) primero pierden masa a través de fuertes vientos (en los casos más extremos, las llamadas variables Mira, una estrella pesada puede arrojar el 90% de su masa), luego con explosiones SN.

2. Estrellas más claras que$8 M_\odot$no experimentan explosiones SN y experimentan tasas más bajas de pérdida de masa, pero aún pierden mucha masa.

3. Las estrellas de aproximadamente la masa del Sol también pierden masa, en vientos mucho menos poderosos o en la llamada fase de Nebulosa Planetaria, en camino a convertirse en una pequeña enana blanca. Las eyecciones de PN son ricas en CNO, como lo demuestran los fantásticos colores de su entorno.

4. Por último, las estrellas considerablemente más ligeras que el Sol arrojan poca o ninguna masa.

Tenga en cuenta que todos estos episodios de pérdida de masa ocurren cuando la estrella es vieja, es decir , cuando la mayor parte del material ha pasado por una etapa de combustión nuclear (H-> He) o incluso más (He-> C,N,O, CNO->Fe,Mn,Mg,...), por lo que el material devuelto a la fase gaseosa (el ISM) es mucho más rico en elementos pesados ​​que aquel del que se formó la estrella.

Hay un segundo hecho a tener en cuenta. Dado que las estrellas grandes queman combustible nuclear mucho más rápido que las estrellas de baja masa (hay una ley aproximada$L \propto M^4$relacionando la luminosidad con la masa de la estrella), las estrellas grandes viven muy poco, unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de baja masa formadas poco después del big bang todavía están aquí. Entonces, cuando hablas de estrellas PopII, son viejas: se formaron hace mucho tiempo (de 12 a 7 mil millones de años en nuestra Galaxia); en cambio, las estrellas PopI tienen una edad intermedia (como el Sol, 4.5 GYr) a muy jóvenes (¡incluso hace solo 1 millón de años!).

Lo que esto significa es que, con las estrellas PopII, estás viendo estrellas que queman combustible nuclear muy lentamente y se formaron cuando el ISM aún no se había enriquecido con el reciclaje de material estelar. Con las estrellas PopI se ven en cambio estrellas que se formaron recientemente, a partir de un ISM enriquecido, y que traen a la superficie los productos de su propia combustión nuclear. Ambos efectos hacen que las estrellas PopI sean mucho más ricas en elementos pesados ​​que las estrellas PopII.

Una breve descripción de la evolución estelar se puede representar en la siguiente imagen:

(De aquí que dice que es originalmente de una enciclopedia; haga clic aquí para ampliar la imagen).

Las estrellas más pesadas (pista superior) tienen tiempos de vida muy cortos (unos pocos millones de años) porque funcionan con hidrógeno, helio, carbono+oxígeno, ..., fusión de hierro en el núcleo. Una vez que se forma una cantidad particular de hierro, la estrella explota en una supernova de colapso del núcleo (Tipo II) y algo así como el 90% de la estrella se inicia en una explosión masiva. Esta materia vuelve a la nebulosa en la que se formó con mayor metalicidad (elementos más pesados). Tenga en cuenta que el remanente de la estrella es una estrella de neutrones o un agujero negro .

Las estrellas más ligeras (pista inferior) tienen tiempos de vida muy largos (unos pocos miles de millones de años) porque no tienen suficiente masa para formar mucho más allá de la quema de helio. El final de la vida de esta estrella es como una enana blanca , pero antes de llegar allí, entra en la fase de nebulosa planetaria en la que comienza alrededor de la mitad de su masa (depende de otras condiciones, pero este es un valor "suficientemente bueno"), que permanece en la región en la que se formó.

Claramente, ambas estrellas devuelven una parte de su material a la región en la que se formaron. Cuando devuelven material, la metalicidad ,$Z$, de la región aumenta. Esta mayor metalicidad cambia los tipos de estrellas que se forman. Las estrellas de la población I son estrellas que se formaron en ambientes ricos en metales (los ricos en metales se definen como$Z\sim0.3$) mientras que las estrellas de Población II se formaron en su mayoría en estrellas pobres en metales (con pobres en metales definidos como$Z\lesssim0.01$). Por lo tanto, las estrellas de la Población II son necesariamente más antiguas que las estrellas de la Población I porque el entorno en el que se forman las estrellas (las nebulosas) aún no ha tenido tiempo suficiente para que se donen más metales a la región.

Tenga en cuenta también que existe una posible tercera población de estrellas llamada estrellas de Población III . Actualmente no se han detectado, aunque el próximo telescopio espacial James Webb debería poder detectar sus restos. Esta población de estrellas tiene una metalicidad que es casi nula,$Z< 10^{-5}$, tal como se propuso que se formaron en el universo primitivo (principalmente hidrógeno con una pequeña cantidad de helio, litio y berilio).