L2 Puppis, en rød kæmpestjerne som SPLUS J2104-0049. (ESO/Digitized Sky Survey 2) En rød kæmpestjerne 16.000 lysår væk ser ud til at være et bona fide medlem af blot anden generation af stjerner i universet.
Ifølge en analyse af dens kemiske overflod, ser den ud til at indeholde elementer, der er produceret i liv og død af kun en enkelt førstegenerationsstjerne. Derfor kan vi med dens hjælp endda finde den første generation af stjerner, der nogensinde er født - hvoraf ingen endnu er blevet opdaget.
Derudover udførte forskerne deres analyse ved hjælp af fotometri, en teknik, der måler lysets intensitet, og dermed tilbyder en ny måde at finde sådanne gamle objekter på.
'Vi rapporterer opdagelsen af SPLUS J210428.01−004934.2 (herefter SPLUS J2104−0049), en ultra-metalfattig stjerne udvalgt fra dens smalbåndede S-PLUS fotometri og bekræftet ved middel- og højopløsningsspektroskopi,' skrev forskerne i deres papir .
'Disse proof-of-concept observationer er en del af en igangværende indsats for spektroskopisk at bekræfte lavmetallicitetskandidater identificeret fra smalbåndsfotometri.'
Selvom vi føler, at vi har et ret godt greb om, hvordan universet voksede fra Stort brag til den stjernespækkede herlighed, vi kender og elsker i dag, forbliver de første stjerner, der tænder deres blinkende lys i det oprindelige mørke, kendt som Population III-stjerner, noget af et mysterium.
Nuværende stjernedannelsesprocesser giver os nogle fingerpeg om, hvordan disse tidlige stjerner kom sammen, men indtil vi finder dem, baserer vi vores forståelse på ufuldstændig information.
Et spor af brødkrummer er Population II-stjernerne - de næste par generationer efter Population III. Af dem er generationen, der umiddelbart efterfølger Population III, måske den mest spændende, da de i sammensætning er tættest på Population III.
Vi kan identificere dem ved deres ekstremt lave overflod af grundstoffer som kulstof, jern, oxygen, magnesium og lithium, detekteret ved at analysere lysspektret udsendt af stjernen, som indeholder de kemiske fingeraftryk af grundstofferne deri.
Det er fordi, før stjerner opstod, var der ingen tunge grundstoffer - universet var en slags uklar suppe af hovedsagelig brint og helium. Da de første stjerner blev dannet, var det også dette, de burde have været lavet af - det er via processen med termonuklear fusion i deres kerner, at de tungere grundstoffer blev dannet.
Først smeltes brint til helium, derefter helium til kulstof og så videre helt ned til jern, afhængigt af stjernens masse (de mindste har ikke nok energi til at smelte helium til kulstof og ende deres liv når de når det punkt). Selv de mest massive stjerner har ikke nok energi til at smelte jern sammen; når deres kerne er helt jern, går de til supernova.
Disse kolossale kosmiske eksplosioner spyr alt det sammensmeltede materiale ud i det nærliggende rum; desuden er eksplosionerneså energisk, genererer de en række nukleare reaktioner, der skaber endnu tungere grundstoffer, såsom guld, sølv, thorium og uran. Babystjerner, der så dannes fra skyer, der indeholder disse materialer, har højere metallicitet end de stjerner, der kom før.
Dagens stjerner - Population I - har den højeste metallicitet. (Inden for tiden betyder dette, at der i sidste ende ikke vil kunne dannes nye stjerner, da Universets brintforsyning er begrænset - gode tider.) Og stjerner, der blev født, da universet var meget ung, har meget lav metallicitet, med de tidligste stjerner kendt som ultra-metalfattige stjerner eller UMP-stjerner.
Disse UMP'er betragtes som bona fide Population II-stjerner, beriget med materiale fra kun en enkelt Population III-supernova.
Ved hjælp af en fotometrisk undersøgelse kaldet S-PLUS identificerede et hold af astronomer ledet af National Science Foundations NOIRLab SPLUS J210428-004934, og selvom det ikke har den laveste metallicitet, vi har opdaget endnu (den ære tilhører SMSS J0313-6708 ), den har en gennemsnitlig metallicitet for en UMP-stjerne.
Den har også den laveste kulstofoverflod, som astronomer nogensinde har set i en ultra-metalfattig stjerne. Dette kunne give os en vigtig ny begrænsning på stamstjerne- og stjernernes udviklingsmodeller for meget lave metalliciteter, sagde forskerne.
For at finde ud af, hvordan stjernen kunne have dannet sig, udførte de teoretisk modellering. De fandt ud af, at de kemiske forekomster observeret i SPLUS J210428-004934, inklusive lavt kulstofindhold og de mere normale UMP-stjerneforekomster af andre grundstoffer, bedst kunne reproduceres af en højenergisupernova af en enkelt Population III-stjerne på 29,5 gange Solens masse .
Imidlertid var de tætteste tilpasninger fra modelleringen stadig ikke i stand til at producere nok silicium til nøjagtigt at replikere SPLUS J210428-004934. De anbefalede at lede efter mere gamle stjerner med lignende kemiske egenskaber for at forsøge at løse denne mærkelige uoverensstemmelse.
'Yderligere UMP-stjerner identificeret fra S-PLUS fotometri vil i høj grad forbedre vores forståelse af Pop III-stjerner og muliggøre muligheden for at finde en metalfri lavmassestjerne, der stadig lever i vores galakse i dag,' skrev forskerne .
Deres papir er udgivet i The Astrophysical Journal Letters .