Formación del Sistema Solar, considerando su edad y la del universo

Al principio de la vida del universo, se cree que la formación de estrellas en gas "libre de metales" probablemente favoreció a las estrellas más grandes. Estas estrellas de Población III tuvieron vidas cortas y muy rápidamente enriquecieron el medio interestelar e intergaláctico con productos de nucleosíntesis.

De hecho, se cree que el principal enriquecimiento del medio interestelar (ISM) en nuestra propia galaxia tuvo lugar unos miles de millones de años antes de que naciera el Sol. Las estrellas que se están formando ahora tienen básicamente la misma composición que el Sol. El siguiente gráfico muestra la abundancia de hierro (en una escala logarítmica) en función de la edad deducida de las estrellas en el estudio espectroscópico Gaia-ESO (de Bergemann et al. 2014 ). Como puede ver, no ha habido demasiados cambios en la abundancia de hierro en los últimos 10 mil millones de años.

Creo que la clave de esto es que la mayoría de los elementos pesados ​​en el gas de nuestra galaxia provienen de estrellas más masivas que el Sol y, como resultado, tienen vidas mucho más cortas. [La vida estelar es aproximadamente proporcional a$M^{-2.5}$]. Así que varias "generaciones" de estos han vivido y muerto (y deben haberlo hecho).

Para añadir algún detalle más. Casi todos los elementos más pesados ​​que el helio (conocidos como "metales") se producen dentro de las estrellas. Para volver al ISM, debe sacar el material "procesado" de los centros de las estrellas. Esto ocurre básicamente de tres maneras. (i) Supernovas: las explosiones asociadas con el colapso final de estrellas muy masivas ($>10 M_{\odot}$). Los progenitores de supernova tienen vidas cortas.$<50$millones de años, tantas generaciones de tales estrellas pueden haber vivido y muerto antes de que se formara el Sol, y probablemente del orden de unos pocos cientos de millones a mil millones lo habían hecho. (ii) Vientos estelares gigantes. Estos ocurren hacia el final de la vida de las estrellas con masa de$<10M_{\odot}$. Una fracción del material procesado se extrae del centro y se expulsa al ISM. La vida de estas estrellas es de 50 millones a$>10$mil millones de años. La mayor parte del enriquecimiento es causado por estrellas en el medio de este rango. Estas estrellas se desvanecen como enanas blancas. (iii) Supernovas de tipo Ia. Explosiones provocadas por la transferencia de masa a una enana blanca (probablemente en sistemas binarios) que provocan una detonación y la dispersión de metales en el ISM. Los progenitores tienen vidas similares a las estrellas gigantes en (ii).

Si observa detenidamente el esquema de color de la gráfica anterior, notará que las estrellas antiguas tienen una mayor proporción de magnesio a hierro. Esto apoya las ideas del párrafo anterior. El magnesio es un elemento de captura alfa, producido principalmente en estrellas masivas de vida corta y llega al medio interestelar a través de supernovas de tipo II. Por el contrario, aunque el hierro también se produce en estrellas masivas, se produce y dispersa principalmente en supernovas de tipo Ia que tienen progenitores de vida mucho más larga. Por lo tanto, el enriquecimiento de Mg ocurre más rápidamente que el enriquecimiento de Fe en la Vía Láctea temprana.

El número de enanas blancas que vemos en la galaxia y la tasa deducida de explosiones de supernova que están ocurriendo (por ejemplo, al contar el número de remanentes de estrellas de neutrones) también coincide con lo que se requiere para producir la metalicidad del ISM y el Sol. Pero sobran variables e incógnitas y no todo está resuelto. Por ejemplo, parece bastante probable que la formación estelar tuviera que ser más alta en el pasado; y algunas partes de la Galaxia (por ejemplo, la protuberancia) tienen una metalicidad más alta, que se cree que se debe a un período de formación estelar muy vigorosa de gran masa hace 10 mil millones de años.