TOMO XII - ESTRELAS DE POUCA MASSA

AS ANÃS CASTANHAS

São estrelas que em tamanho pouco diferem de um planeta Joviano. As anãs castanhas têm todas sensivelmente o mesmo tamanho de Júpiter portanto grande densidade, pois o mecanismo que as suporta contra a sua própria gravidade é a pressão de degenerescência, uma força de origem quântica produzida por elétrons confinados num volume de espaço limitado.

Com sua própria fonte de produção de calor, se torna muito parecida com uma anã marrom fria, menos em questão de massa a qual possuem menos.

CoRoT-15b

A anã castanha CoRoT-15b tem cerca de 60 vezes a massa de Júpiter e 40 vezes a sua densidade.

AS ANÃS MARROM

São compostas pelos mesmos materiais das estrelas, só que não conseguiram ampliar suas reações termonucleares além da fusão do deutério, e por tanto já não conseguem produzir luz e calor suficientes para serem bem perceptivas via telescópio óptico. Por não atingirem a massa suficiente (algo em torno de 09 vezes menor que o Sol, ou acima de 30 vezes a de Júpiter) para iniciar as reações nucleares, portanto as estrelas anãs marrons apresentam lítio em seu núcleo. O lítio teria sedo destruído nas reações nucleares que ocorrem em estrelas regulares, o que indica que estes objetos não têm nenhum processo de fusão em andamento. São de um vermelho muito escuro e mais brilhante dentro infra-vermelho. Seu gás está frio o bastante para conter hidretos metálicos e metais alcalinos em seu espectro.

ANÃ MARROM QUENTE

São geralmente ofuscadas pelo brilho das outras estrelas mais próximas, principalmente se fazem parte de um sistema binário onde a estrela companheira ainda está na fase principal estelar. A maioria possui temperaturas atmosféricas bem mais elevadas que um planeta comum, sua temperatura superficial varia de 100 a 1000ºC, devido as extremas pressões, seria o suficiente para gerar precipitação de ferro de nuvens de vapor metálico.

ANÃ MARROM FRIA

Temos um exemplo de anã marrom mais fria conhecida uma estrela do sistema binário CFBDSIR 1458+10B, onde medições em infravermelho indicam que a estrela tem apenas 100°C, o que a tornaria a mais fria já descoberta.

O registro em luz visível mostra a região onde a anã marrom foi encontrada, a 75 anos-luz da Terra. Outras duas estrelas "competem" pelo título de mais fria, mas elas ainda não tiveram as temperaturas aproximadas medida.

As estrelas anãs marrons são consideradas objetos proscritos porque se encaixam entre planetas e estrelas, em termos de temperatura intrínseca e sua massa. Um exemplo de estrela intermediaria entre um gigante gasoso sem reações termonucleares e uma estrela anã marrom é Gliese 229B que tem um raio de 65 000 km, ou seja menor que o de Júpiter, mas massiva o suficiente (com cerca de 30 a 40 vezes a massa do gigante gasoso) para iniciar reações nucleares de Lítio em seu núcleo ficando sua temperatura em torno dos 1000 ºC. São objetos mais frios e leves que as estrelas e mais massivas (e normalmente mais quentes) que os planetas. Isto tem gerado debates entre os astrônomos: as anãs marrons se formam como os planetas ou como as estrelas?

ANÃ VERMELHA

As anãs vermelhas são estrelas de massa inferior a 40 por cento da massa do Sol, possuem reações nucleares de ritmo lento. Emitem pouca luz a maior não passa de 10 % da luminosidade do sol. As reações em seu núcleo da fusão hidrogênio em hélio não geram o acumulo destes como nas estrelas maiores, elas queimam uma porção maior do seu hidrogênio antes de abandonar a seqüência principal. O resultado destas reações é uma sobrevida muito maior do que o universo já viveu desde a sua origem, para estrelas com massa menor que 0,08 massas solares estando ainda na seqüência principal. As anãs vermelhas de massa menor ainda viverão bilhões de anos mais do que se pode registrar, somente via modelos matemáticos. E agora se verificou serem excelentes candidatas a possuírem planetas em sua orbita. No Ano de 2016 foi localizado no sistema da próxima Centauro um grupo de Planetas com condições de abrigar a vida como a conhecemos.

As estrelas anãs vermelhas com 0,25 por cento de massa solar, ou mais, podem virar gigantes vermelhas, podendo ficar na seqüência principal antes disto por mil milhões de anos. As de massa inferior aumentam gradativamente a temperatura e luminosidade sem aumentarem de volume com a permanência na seqüência principal por 12 mil milhões de anos, após virando anãs azuladas e posteriormente anãs brancas.

As anãs vermelhas são a classe mais típica da nossa galáxia, mais de 80% das estrelas da seqüência principal são anãs vermelhas, como Próxima Centauro, nossa vizinha mais próxima, e as 30 mais próximas 20 são anãs vermelhas. Contudo devido a sua baixa luminosidade são de difícil observação. 

Esquema de evolução estelar de uma estrela anã vermelha a onde se observa no final de sua existência um aumento de volume, na da comparado ao que o Sol ira passar.

ANÃS AZUIS

Uma estrela anã azulada e uma estrela hipotética, pois nenhuma anã vermelha ainda saiu da sequência principal, pois o universo não está tão velho ainda. Estrelas aumentam a sua luminosidade à medida que envelhecem, e uma estrela mais luminosa deve irradiar energia rápida para manter o equilíbrio. Estrelas maiores do que as anãs vermelhas aumentam seu tamanho se tornando gigantes vermelhas com superfícies maiores. Ao invés de expansão, no entanto, anã vermelhas são previstos para aumentar a sua taxa de radiação, aumentando a temperatura de sua superfície e se tornar "mais azuis". Isso ocorre porque as camadas superficiais das anãs vermelhas não se tornaram significativamente mais opacas, com o aumento da temperatura.

Anãs azuis podem evoluir para anãs brancas uma vez que seu combustível de hidrogênio é completamente limitado.

TOMO XI - O DESTINO ESTA NA MASSA

Esquema de a massa estrelar

TIPOS EVOLUTIVOS ESTELARES

Se, para todas as estrelas observadas, for feito um diagrama do brilho (absoluto) contra a cor (diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama HR), nem todas as combinações de brilho e cor ocorrem. Poucas estrelas estão na região de baixo brilho e cor-quente (as anãs brancas), mas as maiorias das estrelas segue numa faixa, chamada Seqüência Principal. Estrelas de baixa massa da seqüência principal são pequenas e frias. Elas são avermelhadas e são chamadas de anãs vermelhas ou (ainda mais frias), anãs marrons. Essas pertencem a uma classe de corpos celestes inteiramente diferentes da classe das anãs brancas. Nas anãs vermelhas, como em todas as estrelas da seqüência principal, a pressão que contrabalança a força gravitacional é causada pelo movimento térmico do gás. A pressão obedece à lei dos gases ideais. Outra classe de estrelas é chamada de gigantes: estrelas na região de alto brilho no diagrama HR. São estrelas infladas pela pressão de radiação como balões onde a energia liberada pela fusão nuclear funciona como o ar que afasta as camadas externas do centro estelar e, por isto, são muito grandes.

ESTRELAS DA SEQUENCIA PRINCIPAL

São as estrelas que entram na seqüência principal, saindo da fase de proto-estrela, assim que a temperatura de seu núcleo atinge um valor suficiente para iniciar a fusão de hidrogênio em hélio e permanecerá nela até que esta fase se esgote e passe para a fase de subgigante ou gigantes vermelhas.A posição e o tempo que uma estrela permanecerá na seqüência principal dependem criticamente de sua massa. As estrelas de maior massa, as quentes e azuis das classes estelares O e B queimam rapidamente seu estoque de hidrogênio e, portanto permanecem na seqüência principal por pouco tempo, de onde saem para a fase de gigantes vermelhas.

Estrelas não tão massivas e mais frias, que queimam hidrogênio, como as anãs vermelhas, aparecem no canto inferior da seqüência principal e permanecem lá por centenas de bilhões de anos.

PLANETAS GIGANTES OU QUASE ESTRELAS

Júpiter

No universo temos casos de estrelas que foram abortadas por não terem massa suficiente para gerar reações nucleares fortes o suficiente para começar em seus núcleos a reação em cadeia gerando a fusão do hidrogênio em hélio. As quase estrelas são de grande volume e massa se comparadas a um planeta, geram calor interno suficiente para manter uma temperatura superficial bem mais elevada que o espaço a sua volta, e independente de receberem ou não energia térmica de uma estrela próxima.

Temos como exemplo em nosso sistema solar o planeta Júpiter que se caracteriza como um mini sistema solar com meia centena de satélites girando a sua volta, alguns com o tamanho de pequenos planetas. Devido as pressões que possuem, seus núcleos de hidrogênio adquirem característica de um metal, conduzindo eletricidade e ao sofrerem ação da energia rotacional, produzem como o núcleo da terra um forte campo magnético, que no caso de Júpiter se alastra por milhões de km.

Auroras boreais em Júpiter

 ESTRELAS DE BERÇÁRIOS

São estrelas muito novas ainda de baixa densidade encontradas frequentemente nas nuvens interestelares onde  nasceram. São grandes apenas o suficiente para serem estrelas, sendo da variedade das anãs marrom. Nas regiões de nascimento estelar nas nebulosas da nossa galaxia as estrelas estão em uma corrida umas com as outras.

A primeira a transformar em proto-estrela ( que são objetos muito violentos) irá destruir os outros berçários na região, espalhando o seus gazes. O material das vítimas então irão provavelmente transformar-se em estrelas da sequência principal ou estrelas anãs marrons das classes L e T, mas que serão completamente invisíveis para nós. Como estas estrelas vivem muito tempo (nenhuma estrela abaixo de 0.8 massas solares morreu desde o início da história da galáxia) então estas estrelas irão se acumular com o tempo.

São estrelas obscuras, quase não emitem luz vivível, mas sim emissões mais fortes dentro da gama infra-vermelha. Sua temperatura de superficial esta meramente acima de 1.000 K. Moléculas complexas podem se formar, evidenciado pelas linhas fortes de metano e água em seus espectros.

PROTO ESTRELAS

Exemplo de estrelas jovens com disco de poeira planetário ao seu redor

Esquema da formação de uma protoestrela tipo I de metalicidade, e de um sistema planetário adjunto (fotos do Hubble).

Uma proto estrela antes da total fusão de seu núcleo e posterior expulsão do disco de acresço= ao seu entorno.

FASE DE EVOLUÇÃO

Uma proto estrela forma-se pela contração de uma nuvem molecular gigante no meio interestelar.

  

CONTRAÇÃO

Nebulosa cabeça de cavalo, famosa nuvem molecular gigante.

Uma nuvem molecular gigante pode estar em um estado de equilíbrio dinâmico como um todo. A energia de ligação gravitacional da nuvem é balanceada pela pressão térmica, pressão magnética e velocidade orbital das moléculas que a compõem.

Qualquer perturbação poderia abalar este estado de equilíbrio. Exemplos destas perturbações são as ondas de choque de supernovas, ondas de densidade espiral dentro das galáxias, ou a aproximação ou colisão com outras nuvens. Qualquer que seja a fonte do distúrbio, se ela é suficientemente forte para provocar que a força da gravidade se torne maior do que os fatores de equilíbrio em uma região particular da nuvem, a nuvem passa a se contrair e acumular massa em um determinado ponto.

 AQUECIMENTO

Quando a nuvem se contrai, ela começa a aumentar em temperatura. Isto é causado pela conversão da energia gravitacional para energia térmica cinética. Se uma partícula diminui sua distancia do centro da contração, isto irá resultar em uma diminuição da sua energia gravitacional. Quanto mais a nuvem contrai, mais a temperatura se eleva.

Colisões entre moléculas freqüentemente as colocam em um estado excitação, forçando-as a emitir radiação para se livrar do excesso de energia. A maior parte desta radiação, normalmente de uma freqüência característica, irá escapar, prevenindo o rápido aumento na temperatura da nuvem. Quando a temperatura é entre 10 a 20 Kº (kelvins) esta radiação encontra-se na faixa das micro-ondas ou infravermelho. Na realidade as proto-estrelas raramente são vistas à luz normal, pois estão escondidas pela sua escura nebulosa. Somente as radiações infravermelhas (e de rádio) conseguem levantar este véu e revelar as estrelas que se encontram lá dentro.

Na medida em que a nuvem se contrai, a densidade das moléculas aumenta. Isto ira eventualmente tornar mais difícil a fuga da radiação emitida. Devido a isto, o gás se torna cada vez mais opaco e a radiação e a temperatura dentro da nuvem aumentam cada vez mais rapidamente. A velocidade de contração da protoestrela   depende da sua gravidade e massa, e o colapso só para quando a temperatura no núcleo da estrela é suficiente para desencadear reações nucleares. 

O VAZIO

Herschel, o grande telescópio espacial infravermelho da ESA, fez uma descoberta incomum localizou um buraco no espaço. Este buraco forneceu aos cientistas um surpreendente caminho para elucidar o final do processo de formação de estrelas.

Embora já se tenha observado jatos de plasma e ventos estelares originados de estrelas novas, permanece como um mistério a forma exata como uma estrela provoca o afastamento do material envolvente e consegue emergir do seu casulo de nascimento. Ao mirar este ‘buraco cósmico’ o Herschel flagrou um passo inesperado neste processo da formação estelar, quando a proto estrela ascende limpando a área ao seu redor.

NASCIMENTO

A fase anterior a da sequência principal, se inicia quando o processo de contração da nuvem atinge um ponto crítico, encerrando o período de protoestrela. A energia liberada durante esta transformação encerra a contração, perturbando e dispersando grande parte do restante da nuvem.

Protoestrelas de massa próxima à do Sol tipicamente levam em torno de 10 milhões de anos para evoluir de uma nuvem molecular para a seqüência principal. As proto-estrelas de 15 massas solares evoluem muito mais rapidamente, tipicamente levando somente 20 mil anos para alcançar a seqüência principal e as poucas proto-estrelas de massa 100 vezes superior à do Sol, atingem essas temperaturas e pressões tão rapidamente que explodem sem nunca entrar na seqüência principal.

FRAGMENTAÇÃO

Protoestrelas

As estrelas são freqüentemente encontradas em grupos aparentemente formados ao mesmo tempo, conhecidos como clusters. Isto pode ser explicado ao observar que a contração da nuvem não se dá de modo uniforme. A nuvem molecular gigante pode ter velocidade turbulenta em diversas direções dentro da nuvem. Estas velocidades comprimem a nuvem através de ondas de choque, as quais geram filamentos e estruturas agrupadas dentro da nuvem em diversas dimensões e densidades.

Este processo é designado como fragmentação turbulenta. Algumas estruturas agrupadas poderão exceder a massa limite de estabilidade, se tornando gravitacionalmente instáveis, com isso fragmentando uma parte da nuvem e contraindo este fragmento em um ou mais pontos em que estrelas poderão surgir.

A nuvem pode fragmentar em porções menores, áreas densas as quais por sua vez podem se fragmentar em áreas menores ainda. O resultado obtido é um aglomerado proto-estrelar, que futuramente poderá gerar um cluster de estrelas com idade semelhante.

Jatos de água expelidos de uma proto-estrela.

Á 750 anos-luz da Terra, á uma proto-estrela que ainda esta envolta na nuvem de gás e poeira que se formou, e esta literalmente regando o espaço em torno dele com enormes quantidades de água. Através de dois jatos gigantes, um em cada pólo, a nova estrela está afastando, a cada segundo, tempo equivalente a cem milhões o fluxo da Amazônia.

A estrela, que tem mais de cem mil anos e está na constelação de Perseu, sendo da mesma classe que o nosso Sol.

A pesquisa, publicada na revista Astronomy & Astrophysics, foi liderada por Lars Kristensen, astrônomo da Universidade de Leiden, que diz que a taxa na qual a água é expelida “chega a 200, 000 km. Por hora , cerca de 80 vezes mais rápido que as balas disparadas por uma arma. “

A primeira conclusão é que a água de Kristensen, foi formada próximo da estrela, a temperaturas de alguns milhares de graus. No entanto, quando a água ao ser expulsa violentamente para o espaço encontra áreas muito mais quentes, incluindo mais de 100 mil graus, volta ao seu estado gasoso.

Mas uma vez que estes gases atingem as camadas externas bem mais frias da nuvem de material em torno do proto-estrela, a cerca de 5.000 vezes a distância que separa a Terra do Sol. Sua temperatura mais branda cria uma frente de choque, em que os gases podem ser rapidamente resfriados, se condensado e convertendo-se novamente de volta à água liquida.

Ao que parece esses fenômenos são uma parte normal do crescimento nas estrelas. E também o nosso Sol poderia ter “jogado com pistolas de água” durante sua infância. A água certamente poderia ter ajudado a “semente” do meio interestelar agregando todos ou grande parte dos ingredientes necessários para a vida.

 

ESTRELAS PEQUENAS E POUCO MASSIVAS

São estrelas anãs que possuem ate cinco vezes a massa do sol e, portanto não tão massiva para explodir como uma super nova, algumas  com maior massa  irão se expandir no estágio gigante vermelha, depois suas camadas internas irão implodir e se compactar num astro muito menor do que eram originalmente. As camadas externas irão ser expelidas para todos os lados em forma de um anel até irem para o espaço interestelar.

 

Outras com menor massa como as estrelas anãs vermelhas, cuja massa fica entre 10% a 50% da massa solar, são muito mais perigosas (salvo é claro as supernovas e hipernovas), para seu sistema planetário, pois libera poderosas tempestades que podem irradiar nocivamente planetas próximos. Essa instabilidade pode declinar à medida que a anãs vermelhas envelhecem. Assim os cientistas não descartaram totalmente essas estrelas como lugares potenciais a vida, mas certamente a evolução da vida em planetas habitáveis dessas estrelas sofrerá desafios descomunais pois terá que evoluir mais rapidamente do que o ocorrido na Terra.

TOMO X - ESTRELAS

METALICIDADE ESTELAR

Populações Estelares

Walter Baade (1893-1960)

No observatório de Mount Wilson, estudando a galáxia Andrômeda, o Dr. Walter Baade notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.

Estrelas de população I

As estrelas da População I ou ricas em metal são as estrelas jovens cuja metalicidade é a mais alta. O Sol é um exemplo de estrela rica em metal. Elas são comuns nos braços espirais da Via Láctea.

Geralmente, as estrelas mais jovens, no extremo da População I, são encontradas mais próximas do centro e as intermediárias da População I mais distantes. O Sol é considerado uma estrela da População I intermediária. As estrelas da População I têm órbitas elípticas regulares em relação ao centro galáctico, com baixa velocidade relativa. A alta metalicidade das estrelas da População I as torna mais passíveis de possuir sistemas planetários do que as outras duas populações, pois se acredita que os planetas, particularmente os terrestres, sejam formados pela acresção de populacão I de metais.

Sumário das propriedades das populações estelares

Propriedades

                      População I                      População II    

Localização disco e braços espirais                   bojo e halo

Movimento   confinado ao plano                        se afastando do plano

órbitas           quase circulares                           órbitas excêntricas

Idade        7 ×109 anos                                   7 ×109 anos

Abundância 
de elementos
pesados       1 - 2 %                                        0,1 - 0,01%

Cor            azul                                           vermelha

Exemplos     estrelas O,B                                estrelas RR Lyrae
                     aglomerados abertos                    aglomerados globulares
                     regiões HII                                nebulosas planetárias

Apesar de como o gráfico mostrar existirem estrelas em posição intermediaria entre as duas principais populações estelares nos dedicaremos aquelas com características especificas e por consequências as mais importantes.

características:

local: disco galáctico e nos aglomerados abertos situados no disco 

- idade: 0 a 10 bilhões de anos 

- metalicidade: 0.1 a 2.5 vezes a abundância solar. Estrelas que estão se formando podem superar a abundância de estrelas do bojo. 

-cinemática: órbitas circulares

População de disco

Entre as Populações I e II existem astros intermediárias as estrelas de população de disco. 

Estrelas da População II

As estrelas da População II ou pobres em metal. Mesmo objetos astronômicos ricos em metal contêm pequenas quantidades de quaisquer elementos que não o hidrogênio e o hélio; os metais constituem um pequeno percentual da composição química total do universo, mesmo 13,7 bilhões de anos depois do Big Bang. Entretanto, objetos pobres em metal são ainda mais primitivos, tendo se formado nos primeiros tempos do universo. Estrelas da População II intermediárias são comuns no bulbo galáctico próximo ao centro da Via Láctea, enquanto as estrelas da População II, encontradas no halo galáctico, são mais velhas e, portanto, mais pobres em metal. Aglomerados globulares também contêm um grande número de estrelas da População II. Acredita-se que as estrelas da População II tenham criado todos os outros elementos da tabela periódica, exceto os mais instáveis.

Os cientistas visaram essas estrelas mais velhas em várias pesquisas diferentes. Até agora, foram estudadas com detalhe cerca de dez estrelas muito pobres em metal (como CS22892-052). 

As estrelas de menor metalicidade conhecidas na nossa Galáxia são a gigante do halo HE 0107-5240,, a gigante CD-38:245, e algumas estrelas de seqüência principal, como a G64-12.

A estrela CS 22892-052, que tem sido estudado através da medição da abundandia de tório (isótopo radioativo) na auréola, que nos dá uma boa idéia do que poderia ser a sua idade.

Há ainda duas estrelas antigas como a HE0107-5240 e HE1327-2326 e a mais antiga a HE 1523-0901. Menos extremas na sua deficiência em metal, mas mais próximas e brilhantes e, portanto, conhecidas há mais tempo, são HD 122563 (uma gigante vermelha) e HD 140283 (uma subgigante).

HE0107-5240 fica em parte remota de nossa galáxia. Astrônomos encontraram a estrela mais velha conhecida em nossa galáxia, a Via Láctea. A estrela pode ter surgido no começo da formação do universo, há cerca de 14 bilhões de anos. A estrela gigante HE0107-5240 é uma raridade porque, ao contrário de estrelas mais novas, praticamente não contém metais.

Estrela nascida logo após o Big Bang

Um grupo de astrônomos nos Estados Unidos descobriu uma estrela que se estima que esse astro está por aí pelos últimos 13,2 bilhões de anos.

Trata-se de um astro chamado HE 1523-0901, localizado na borda da Via Láctea, vive a fase conhecida como gigante vermelha sendo um pouco menor que o Sol com 80% de sua massa.

Foi comparando as presenças de átomos de urânio e tório (elementos radioativos, que tendem a se transformar em chumbo) com chumbo, usando como calibradores os elementos estáveis európio, ósmio e irídio, que se verificou o nascimento desta estrela a apenas 500 milhões de anos após o Big Bang. As observações foram feitas do Observatório Europeu do Sul, no Chile.

HD 122563

   
HD 122563 (uma gigante vermelha) uma das estrelas mais próximas de população II, 

     

Características da População II

- local: bojo e halo galático, e aglomerados globulares ali existentes
- idade:10 a 15 bilhões de anos
- metalicidade:halo- 0.0001 a 0.03 metalicidade solar; bojo- 1 a 3 metalicidade solar.
- cinemática: órbitas excêntricas

Estrelas da População III

Imagem simulada das primeiras estrelas, 400 milhões de anos depois do Big Bang.

Estrelas da População III ou isentas de metal são uma hipotética população praticamente extintas. Estrelas que foram extremamente massivas e quentes, com virtualmente nenhum metal superficial, com exceção de uma pequena quantidade de metais formados durante o Big Bang, como o lítio-7. Abundantes no início do universo, sua existência por vias indiretas foi constatada numa galáxia com lente gravitacional, numa parte muito distante do universo. Sua existência é proposta para justificar o fato de que os elementos pesados, que não poderiam ter sido criados no Big Bang, que são observados em espectros de emissão de quasares, bem como para a existência de galáxias azuis de pouca luminosidade.

Os modelos homogêneos de Universo, a nucleossíntese do Big Bang só formou 10-13 a 10-16 de carbono, lítio e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio, portanto as estrelas de população III deveriam ter ferro e hidrogênio.

 Acredita-se que essas estrelas tenham passado por um período de reonização. Acredita-se que UDFy-38135539, uma galáxia recentemente descoberta, tenha sido parte deste processo com suas estrelas.

Concepção artística da UDFy-38135539

Estima-se que as massas típicas de estrelas da População III fossem de várias centenas de massas solares, o que é muito maior do que as estrelas atuais. Entretanto, a análise de dados de estrelas da População II de metalicidade extremamente baixa, como HE0107-5240, que se acredita conterem os metais produzidos pelas estrelas da População III, sugerem que essas estrelas isentas de metais poderiam ter “apenas” uma massa de 20 a 130 massas solares. Por outro lado, a análise de aglomerados globulares associados a galáxias elípticas sugere que supernovas por produção de pares foram às responsáveis pelo seu conteúdo metálico. Isto também explica por que não foram observadas estrelas de baixa massa com metalicidade zero, embora tenham sido construídos modelos para estrelas menores da População III.

Aglomerados contendo anãs vermelhas ou anãs marrons com metalicidade zero (possivelmente criadas por supernovas por produção de pares) foram propostas como candidatas a matéria escura, mas há discordâncias quanto a esta teoria.