Παρόλο που, καθώς κοιτάζουμε όλο και πιο βαθιά στον ουρανό, κοιτάζουμε πάντα το παρελθόν - υπάρχουν και άλλοι τρόποι απόκτησης πληροφοριών σχετικά με την αρχαία ιστορία του σύμπαντος. Τα αστέρια χαμηλής μάζας και χαμηλού μετάλλου μπορεί να είναι απομεινάρια του πρώιμου σύμπαντος και να φέρουν πολύτιμες πληροφορίες για το περιβάλλον αυτού του πρώιμου σύμπαντος.
Η λογική της αστρικής αρχαιολογίας περιλαμβάνει την παρακολούθηση γενεών αστεριών πίσω από τα πρώτα αστέρια που παρατηρούνται στο σύμπαν μας. Αστέρια που γεννήθηκαν τις τελευταίες εποχές, λένε ότι τα τελευταία πέντε ή έξι δισεκατομμύρια χρόνια, ονομάζουμε αστέρια Population I - που περιλαμβάνει τον Ήλιο μας. Αυτά τα αστέρια γεννήθηκαν από ένα διαστρικό μέσο (δηλ. Σύννεφα αερίου κ.λπ.) που είχαν δημιουργηθεί από το θάνατο μιας προηγούμενης γενιάς αστεριών που ονομάζουμε αστέρια Population II.
Τα αστέρια του πληθυσμού ΙΙ γεννήθηκαν από ένα διαστρικό μέσο που υπήρχε ίσως πριν από 12 ή 13 δισεκατομμύρια χρόνια - και το οποίο είχε δημιουργηθεί από το θάνατο των αστέρι του πληθυσμού ΙΙΙ, τα πρώτα αστέρια που έχουν δει ποτέ στο σύμπαν μας.
Και όταν το λέω ο θάνατος σπέρνει το διαστρικό μέσο Αυτό περιλαμβάνει αστέρια μέσου μεγέθους που εκρήγνυνται ένα πλανητικό νεφέλωμα στο τέλος της κόκκινης φάσης τους - ή μεγαλύτερα αστέρια που εκρήγνυνται ως σουπερνόβα.
Για παράδειγμα, η χαμηλή μεταλλική φασματική υπογραφή του HE 0107-5240 ταιριάζει με την πρόβλεψη για ένα πολύ πρώιμο αστέρι Population II χαμηλής μάζας που δημιουργήθηκε από τα τελικά προϊόντα μιας σουπερνόβα Population III.
Αυτό είναι όσο πιο κοντά μπορούμε να συγκεντρώσουμε οποιαδήποτε πληροφορία σχετικά με τα αστέρια του πληθυσμού III. Τα τηλεσκόπια που μπορούν να κοιτάξουν βαθύτερα στο διάστημα (και επομένως να κοιτάξουν πιο πίσω στο παρελθόν) μπορεί τελικά να εντοπίσουν ένα - αλλά είναι απίθανο να υπάρχουν ακόμη. Η θεωρία υποστηρίζει ότι τα αστέρια του πληθυσμού III σχηματίστηκαν από ένα ομοιογενές διαστρικό μέσο υδρογόνου και ηλίου. Η ομοιογένεια αυτού του μέσου σήμαινε ότι όλα τα αστέρια που σχηματίστηκαν ήταν όλα τεράστια - με τη σειρά εκατοντάδων ηλιακών μαζών.
Τα αστέρια αυτής της κλίμακας, όχι μόνο έχουν σύντομη διάρκεια ζωής, αλλά εκρήγνυνται με μια τέτοια δύναμη που το αστέρι κυριολεκτικά φυσάει ως κομμάτια ως «αστάθεια ζευγαριού» σουπερνόβα - χωρίς να αφήνει κανένα υπόλοιπο αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα πίσω. Το Supernova SN2006gy ήταν πιθανότατα ένα supernova αστάθειας ζευγαριού - μιμείται τα τελευταία αστέρια του Population III αστέρια που έζησαν πριν από 13 δισεκατομμύρια χρόνια.
Μόνο αφού τα αστέρια του πληθυσμού ΙΙΙ είχαν σπείρει το διαστρικό μέσο με βαρύτερα στοιχεία, η ψύξη της λεπτής δομής είχε ως αποτέλεσμα τη διακοπή της θερμικής ισορροπίας και τον κατακερματισμό των σύννεφων αερίου - επιτρέποντας τη γέννηση μικρότερων, και ως εκ τούτου μεγαλύτερης διάρκειας ζωής, των αστεριών του πληθυσμού ΙΙ.
Γύρω από τον Γαλαξία, μπορούμε να βρούμε πολύ παλιά αστέρια του Population II σε γαλαξίες νάνους σε τροχιά. Αυτά τα αστέρια είναι επίσης κοινά στο γαλαξιακό φωτοστέφανο και στα σφαιρικά σμήνη. Ωστόσο, στα «έντερα» του γαλαξία βρίσκουμε πολλά νεαρά αστέρια Population I.
Όλα αυτά οδηγούν στην άποψη ότι ο Γαλαξίας είναι ένας βαρυτικός κόμβος σχεδόν τόσο παλιός όσο το ίδιο το σύμπαν - το οποίο αυξάνεται σταθερά σε μέγεθος και διατηρεί τον εαυτό του νεαρό διατηρώντας μια σταθερή διατροφή αρχαίων γαλαξιών νάνων - οι οποίοι στερούνται τέτοιων διατροφή, έχουν παραμείνει σε μεγάλο βαθμό αμετάβλητα από το σχηματισμό τους στο πρώιμο σύμπαν.
Περαιτέρω ανάγνωση:
Α. Frebel. Stellar Archeology - Εξερεύνηση του Σύμπαντος με Μεταλλικά φτωχά αστέρια http://arxiv4.library.cornell.edu/abs/1006.2419
