Astronomen hebben misschien wel de meest veelbelovende kandidaat tot nu toe geïdentificeerd voor Populatie III-sterren: de eerste generatie sterren die na de oerknal ontbrandt. Deze oerreuzen zijn al lang een doel voor onderzoekers, en recente analyse van het verre sterrenstelsel LAP1-B biedt een verleidelijke aanwijzing.
Wat waren populatie III-sterren?
In tegenstelling tot de sterren die we vandaag de dag waarnemen – bekend als Populatie I – wordt aangenomen dat Populatie III-sterren in een drastisch andere omgeving zijn ontstaan. Ze ontstonden uit oergas dat voornamelijk uit waterstof en helium bestond, voordat het universum zwaardere elementen had verspreid via supernova’s en stellaire winden. Als gevolg hiervan wordt voorspeld dat deze eerste sterren aanzienlijk groter en heter waren dan hun moderne tegenhangers.
Het LAP1-B-sterrenstelsel en zwaartekrachtlenzen
De potentiële ontdekking concentreert zich op waarnemingen van LAP1-B, een ver sterrenstelsel met een roodverschuiving van 6,6. Deze roodverschuiving geeft aan dat we LAP1-B waarnemen zoals deze slechts 800 miljoen jaar na de oerknal bestond – een verbazingwekkend vroeg stadium in de evolutie van het universum. Het spotten van zo’n verafgelegen object was alleen mogelijk dankzij een fenomeen dat zwaartekrachtlensing wordt genoemd. Een dichter cluster van sterrenstelsels fungeerde als een kosmisch vergrootglas, dat het licht van LAP1-B verbuigde en versterkte, waardoor het zichtbaar werd voor de James Webb Space Telescope (JWST).
‘Het universum is gevuld met deze oersterformaties’, legt Eli Visbal van de Universiteit van Toledo uit. “We kunnen het heelal echter alleen echt onderzoeken onder het licht van zwaartekrachtlenzen, die werken als kosmische schijnwerpers.” De berekeningen van Visbal en zijn team suggereren dat er bij deze roodverschuiving grofweg één Populatie III-sterrenhoop zou moeten zijn – precies wat ze in LAP1-B hadden waargenomen. Hun schatting van de overvloed kwam perfect overeen met eerdere bevindingen die wijzen op een enkele cluster.
Een realistischer formaat?
Een ander punt dat de status van LAP1-B versterkt, is de relatief bescheiden stellaire massa. Schattingen suggereren dat het slechts enkele duizenden maal de massa van onze zon is – een lagere massa dan de meeste andere kandidaat-sterrenstelsels voor Populatie III-sterpopulaties. Simulaties van vroege stervorming suggereren dat clusters van Populatie III-sterren aanzienlijk massiever hadden moeten zijn. “Dit is de meest overtuigende kandidaat die we tot nu toe hebben gezien”, zegt Visbal.
Scepticisme en toekomstige observaties
Ondanks de opwinding blijven sommige onderzoekers voorzichtig. “LAP-B1 is een buitengewoon interessante kandidaat, maar het toont nog lang niet de duidelijke, ondubbelzinnige signalen waarnaar we op zoek waren”, zegt Roberto Maiolino van de Universiteit van Cambridge. Er zou een uiterst zeldzame combinatie van factoren nodig zijn om in dit late stadium tot Populatie III-sterren te hebben geleid.
Het blijft echter mogelijk dat gebieden met ongerept waterstof en helium langer hebben kunnen blijven hangen, waardoor Populatie III-sterren zich later hebben kunnen vormen dan eerder werd verwacht. Ralf Klessen van de Universiteit van Heidelberg voegt hieraan toe: “Statistisch gezien zou dit een aanzienlijke uitschieter zijn.”
Waarom dit belangrijk is
Het begrijpen van Populatie III-sterren is van cruciaal belang voor het ontrafelen van de evolutie van het universum. Deze oersterren waren verantwoordelijk voor het synthetiseren van de eerste zware elementen – de bouwstenen voor alles wat we vandaag de dag zien. ‘Ze kunnen ons vertellen hoe de chemie van het universum is geëvolueerd van alleen waterstof en helium naar alle complexe ingrediënten die nodig zijn voor het leven en de kosmos zoals wij die kennen’, legt Visbal uit. De ontdekking van Populatie III-sterren zou waardevolle inzichten verschaffen in de vroegste stadia van het universum en de oorsprong van de chemische elementen waaruit onze wereld bestaat.
Tijdschriftreferentie: The Astrophysical Journal Letters DOI: 10.3847/2041-8213/ae122f
