Jesteśmy potomkami pierwotnych elementów – pierwotnych pierwiastków. Jesteśmy odrzuconym pyłem pierwszych gwiazd, a następnie wielu pokoleń gwiazd. Tak więc nasze poszukiwania pierwszych gwiazd kosmosu są poszukiwaniem naszej własnej historii. Chociaż nie uchwyciliśmy światła tych pierwszych gwiazd, niektóre z ich bezpośrednich dzieci mogą znajdować się w naszej galaktyce.
Pierwsze gwiazdy były masywne. Bez cięższych pierwiastków, które mogłyby je obciążyć, musiały być około 300 razy większe niż nasze Słońce, aby wywołać fuzję jądrową w ich jądrze. Ze względu na swoją wielkość, dość szybko przechodzili przez cykle fuzji i żyli bardzo krótko. Ale wybuchy supernowych sygnalizujące ich śmierć rozproszyły cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i żelazo, z których powstały nowe gwiazdy. Duże gwiazdy drugiej generacji również umarły jako supernowe i rozproszyły jeszcze cięższe pierwiastki. W rezultacie każda generacja gwiazd zawierała coraz więcej tych pierwiastków. W żargonie astronomicznym mówimy, że każde pokolenie ma wyższą metaliczność.
Oczywiście, w którym pokoleniu znajduje się gwiazda, może być rozmyte. Najwyraźniej pierwsze gwiazdy, powstające w całości z pierwotnego wodoru i helu, są gwiazdami pierwszej generacji, a gwiazdy powstające w całości z pozostałości pierwszych generacji są prawdziwymi gwiazdami drugiej generacji. Ale gwiazdy powstają w różnych rozmiarach, więc jest całkiem prawdopodobne, że niektóre masywne gwiazdy drugiej generacji stały się supernowymi przed niektórymi mniejszymi gwiazdami pierwszej generacji. Wiele wczesnych gwiazd mogło powstać głównie z materii pierwszej generacji z odrobiną pyłu drugiej generacji, podczas gdy inne powstały głównie z gwiazd drugiej generacji z odrobiną dziedzictwa pierwszej generacji. Gwiazdy takie jak nasze Słońce są prawdopodobnie mieszanką materii z wielu pokoleń.

W przypadku współczesnych gwiazd, zamiast próbować określić ich generację, kategoryzujemy je w populacje na podstawie ich metaliczności. Metaliczność gwiazdy jest przyjmowana jako stosunek żelaza do helu [Fe/He] w skali logarytmicznej. Gwiazdy I populacji mają [Fe/He] co najmniej -1, co oznacza, że mają 10% stosunku żelaza w Słońcu lub więcej. Gwiazdy II populacji mają [Fe/He] mniejsze niż -1. Trzecia kategoria, populacja III, jest zarezerwowana dla prawdziwych gwiazd pierwszej generacji.
W galaktyce Drogi Mlecznej większość gwiazd w płaszczyźnie galaktyki to gwiazdy populacji I, takie jak Słońce. Powstały znacznie później w historii naszej galaktyki i są młodsze z większą ilością metali. Starsze gwiazdy II populacji znajdują się zazwyczaj w halo otaczającym naszą galaktykę lub w starych gromadach kulistych krążących wokół Drogi Mlecznej. Ma to sens, ponieważ starsze gwiazdy miały więcej czasu na odpłynięcie z płaszczyzny galaktyki. Biorąc pod uwagę ewolucję naszej galaktyki, jest całkiem prawdopodobne, że niektóre gwiazdy II populacji w naszym halo są gwiazdami drugiej generacji. Ale jak odróżnić je od innych starych gwiazd?
Taki jest cel nowego badania opublikowanego na *arXiv*. Przygląda się zarówno obserwacjom odległych kwazarów, jak i symulacjom gwiazd III populacji, aby określić metaliczność gwiazd prawdziwie drugiej generacji. Autorzy odkryli, że podczas gdy gwiazdy drugiej generacji byłyby rzadkością w halo Drogi Mlecznej, niektóre mogą się tam. Kluczem do ich identyfikacji nie jest ich obfitość żelaza w stosunku do helu, [Fe/He], ale raczej stosunek węgla i magnezu do żelaza, [C/Fe] i [Mg/Fe].

Węgiel powstaje w gwiazdach w ramach cyklu CNO, który jest cyklem fuzji drugiego poziomu po spalaniu wodoru. Magnez jest produktem 3-stopniowej fuzji węgla z helem. Wiele gwiazd pierwszej generacji eksplodowało jako supernowe o dużej mocy, ale niektóre eksplodowały z mniejszą energią. Te niskoenergetyczne supernowe odrzucałyby pierwiastki takie jak węgiel i magnez, ale niewiele żelaza. Tak więc gwiazdy o wyjątkowo wysokim stosunku [C/Fe] prawdopodobnie powstały z pozostałości materii pojedynczej gwiazdy pierwszej generacji. Im niższy stosunek [C/Fe], tym bardziej prawdopodobne jest, że gwiazda II populacji uformuje się z gwiazd pierwszej i drugiej generacji.
Wydaje się więc, że kluczem jest poszukiwanie gwiazd halo o > [C/Fe] 2,5. Nie znaleźliśmy jeszcze żadnych takich gwiazd, ale ponieważ coraz więcej przeglądów nieba pojawia się online, prawdopodobnie jest to tylko kwestia czasu. Nadal będziemy musieli przeszukiwać najodleglejsze galaktyki, aby znaleźć gwiazdę pierwszej generacji, ale wkrótce możemy znaleźć jedno z ich dzieci znacznie bliżej domu.