Henüz ilk yıldızları göremiyoruz ama onların doğrudan soyundan gelenleri görebiliyoruz

Eğer evren değerindeki hidrojen ve helyumu alıp yaklaşık 13 milyar yıl boyunca kaynamasına izin verirseniz, bizi anlarsınız. Bizler ilkel unsurların torunlarıyız. Bizler ilk yıldızların ve ondan sonraki birçok yıldız neslinin dökülen tozlarıyız. Yani evrenin ilk yıldızlarını arayışımız kendi tarihimizin arayışıdır. Her ne kadar bu ilk yıldızların ışığını yakalayamasak da, onların doğrudan çocuklarından bazıları kendi galaksimizde olabilir.

İlk yıldızlar çok büyüktü. Onları ağırlaştıracak daha ağır elementler olmadığından, çekirdeklerinde nükleer füzyonu tetikleyebilmeleri için Güneşimizin yaklaşık 300 katı kadar olmaları gerekiyordu. Boyutlarından dolayı füzyon döngülerini oldukça hızlı geçirdiler ve çok kısa ömürler yaşadılar.

Ancak onların ölümlerine işaret eden süpernova patlamaları, yeni yıldızların oluştuğu karbon ve demir gibi daha ağır elementleri etrafa saçtı. Büyük ikinci nesil yıldızlar da süpernova olarak öldüler ve daha da fazla ağır element saçtılar. Sonuç olarak, her yıldız nesli bu elementlerden giderek daha fazlasını içeriyordu. Astronomi dilinde her neslin daha yüksek bir metalliğe sahip olduğunu söyleriz.

Elbette bir yıldızın hangi nesilde olduğu belirsiz olabilir. Açıktır ki, tamamen ilkel hidrojen ve helyumdan oluşan ilk yıldızlar birinci nesil yıldızlardır ve tamamen ilk nesillerin kalıntılarından oluşan yıldızlar gerçek ikinci nesil yıldızlardır. Ancak yıldızlar farklı boyutlarda oluşur, dolayısıyla bazı büyük ikinci nesil yıldızların, bazı daha küçük birinci nesil yıldızlardan önce süpernova haline gelmiş olmaları oldukça muhtemeldir.

İlk yıldızların çoğu, çoğunlukla birinci nesil materyalden ve biraz da ikinci nesil tozdan oluşmuş olabilir; diğerleri ise çoğunlukla birinci nesil mirasın serpiştirilmesiyle ikinci nesil yıldızlardan oluşmuş olabilir. Güneşimiz gibi yıldızlar muhtemelen birden fazla nesilden gelen malzemelerin bir karışımıdır.

Modern yıldızların nesillerini belirlemeye çalışmak yerine onları metalliklerine göre popülasyonlara ayırıyoruz. Bir yıldızın metalikliği demirin helyuma oranı olarak alınır [Fe/He] logaritmik ölçekte. Nüfus I yıldızları [Fe/He] en az -1, yani güneşin demir oranının %10’u veya daha fazlasına sahipler. Popülasyon II yıldızlarının [Fe/He] -1’den küçüktür. Üçüncü kategori olan Nüfus III, gerçek birinci nesil yıldızlara ayrılmıştır.

Samanyolu galaksisinde galaktik düzlemdeki yıldızların çoğu, güneş gibi popülasyon I yıldızlarıdır. Galaksimizin tarihinde çok daha sonra oluştular ve daha fazla metalle daha gençtiler. Daha yaşlı popülasyon II yıldızları genellikle galaksimizi çevreleyen halede veya Samanyolu’nun yörüngesindeki eski küresel kümelerde bulunur. Yaşlı yıldızların galaktik düzlemden çıkmak için daha fazla zamanları olduğu için bu mantıklıdır. Galaksimizin evrimi göz önüne alındığında, halemizdeki popülasyon II yıldızlarından bazılarının gerçekten ikinci nesil yıldızlar olması oldukça muhtemeldir. Peki onları diğer eski yıldızlardan nasıl ayırt edebiliriz?

Bu, yayınlanan yeni bir çalışmanın amacıdır. arXiv ön baskı sunucusu. Gerçek ikinci nesil yıldızların metalikliğini belirlemek için hem uzak kuasar gözlemlerine hem de popülasyon III yıldızlarının simülasyonlarına bakar. Yazarlar, Samanyolu halesinde ikinci nesil yıldızların nadir olmasına rağmen bazılarının orada gizlenebileceğini buldular. Bunları tanımlamanın anahtarı, helyuma göre demir bolluğu değil, [Fe/He]daha ziyade karbon ve magnezyumun demire oranı, [C/Fe] Ve [Mg/Fe].

Karbon, hidrojen yanmasından sonraki ikinci düzey füzyon döngüsü olan CNO döngüsünün bir parçası olarak yıldızlarda oluşur. Magnezyum, karbonun helyumla 3 aşamalı füzyonunun bir ürünüdür. Birinci nesil yıldızların çoğu yüksek güçlü süpernovalar olarak patladı, ancak bazıları daha düşük enerjiyle patladı. Bu düşük enerjili süpernovalar karbon ve magnezyum gibi elementleri fırlatır, ancak demiri fazla bırakmaz. Yani olağanüstü derecede yüksek yıldızlar [C/Fe] oran muhtemelen tek bir birinci nesil yıldızın kalıntı materyalinden oluşmuştur. Daha düşük [C/Fe] oranı ne kadar yüksek olursa, birinci ve ikinci nesil yıldızlardan oluşan bir popülasyon II yıldızının oluşma olasılığı o kadar artar.

Öyle görünüyor ki anahtar hale yıldızlarını aramak [C/Fe] > 2.5. Henüz böyle bir yıldız bulamadık, ancak daha fazla gökyüzü araştırması çevrimiçi hale geldikçe, bu muhtemelen sadece bir zaman meselesi olacak. Birinci nesil bir yıldızı bulmak için hala en uzak galaksileri aramamız gerekecek, ancak yakında onların çocuklarından birini eve çok daha yakın bulabiliriz.