Las primeras estrellas que alumbraron el universo fueron muy simples en cuanto a su composición química. Esto se debe a que, por entonces, apenas transcurridos cien millones de años tras el big bang, los únicos elementos químicos existentes eran el hidrógeno, el helio y una pizca de litio. Sin embargo, aún no hemos encontrado una estrella con esta composición primordial, lo que ha avivado un intenso debate en la comunidad científica sobre si esa primera generación estelar incluía estrellas de baja masa que hayan podido sobrevivir hasta nuestros días. Efectivamente, los estudios teóricos indican que las nubes de gas primordiales tienen dificultad para fragmentarse, dando lugar a estrellas con masas diez, cien o incluso mil veces mayores a la de nuestro Sol. Al final de sus cortas vidas estas estrellas masivas explotaron como supernovas, liberando así otros elementos químicos más complejos resultantes de la fusión nuclear ocurrida en su interior. Estos primeros metales (en Astrofísica llamamos metal a cualquier elemento químico que no sean los tres anteriores) se incorporaron al medio interestelar, del que más tarde surgirían nuevas generaciones de estrellas.

Aunque la búsqueda de las primeras estrellas continúa, ya disponemos de muestras de estrellas que forman parte de estas generaciones inmediatamente posteriores. Estos objetos siguen siendo pobres en metales, ya que se formaron hace miles de millones de años en nubes contaminadas por la explosión de solo una o unas pocas supernovas primigenias. Como referencia, en estas estrellas el elemento hierro es entre mil y hasta ¡millones! de veces menos abundante que en nuestro Sol. Sin embargo, la búsqueda de estrellas muy pobres en metales se ha comparado a buscar una aguja en un pajar. Las estimaciones más robustas de las que disponemos indican que en las partes externas de nuestra galaxia solo una de cada 80 000 estrellas posee un contenido en hierro 10 000 veces inferior al del Sol... y en la vecindad solar y en las zonas internas de la galaxia la fracción es significativamente más baja.

Pero ¿dónde y cómo podemos encontrar más de estas reliquias del universo antiguo? De nuevo guiados por las simulaciones numéricas, hoy intuimos que residen predominantemente en tres entornos. El primero es en las galaxias enanas que orbitan alrededor de la Vía Láctea. Esto se debe a que la atracción gravitatoria de estos satélites no es suficiente para retener de manera eficiente el gas rico en metales expulsado por las primeras supernovas, que de esta manera se pierde en el medio intergaláctico. Así, el enriquecimiento de su propio medio interestelar con metales es limitado y las siguientes generaciones estelares no son tan metálicas como en galaxias de mayor masa. En segundo lugar, podemos mirar a las partes externas de la Vía Láctea. Nuestra galaxia, como todas las demás, ha crecido a base de canibalizar otras galaxias menores. Al destruirse el satélite, la mayor parte de sus estrellas se depositan en las zonas externas de la galaxia mayor, y, como acabamos de decir, estos objetos son esencialmente pobres en metales. Finalmente, la tercera ubicación podrían ser las zonas internas de la Vía Láctea, donde se formaron las primeras estrellas de nuestra galaxia. El problema es que en esas regiones la formación estelar no se ha detenido durante miles de millones de años, de forma que múltiples generaciones de estrellas más jóvenes y ricas en metales eclipsan en número a las poco metálicas.

Aunque muchas de las estrellas pobres en metales que conocemos se han descubierto mediante la fuerza bruta -esto es, observando espectroscópicamente millones de estrellas en nuestra galaxia para ocasionalmente dar con la pepita de oro-, recientemente hemos desarrollado estrategias mucho más efectivas. En el proyecto Pristine hemos realizado una preselección de las mejores candidatas mediante una técnica fotométrica que permite mapear grandes áreas de cielo en menor cantidad de tiempo que la espectroscopía. Mientras una estrella rica en metales es menos luminosa en un determinado rango espectral debido a la luz absorbida por estos elementos, la ausencia de los mismos en una estrella pobre en metales la hace más brillante. Tras seleccionar los mejores candidatos hemos usado telescopios en la isla de La Palma para obtener sus espectros, confirmando así que este método es entre diez y mil veces más eficiente para detectar estrellas pobres en metales que cualquier otro desarrollado hasta el momento.

La eficiencia es tal que, en combinación con el proyecto WEAVE, esperamos revolucionar nuestro entendimiento sobre estos antiquísimos astros. WEAVE es un extenso cartografiado espectroscópico del hemisferio norte que empezará a llevarse a cabo con el telescopio William Herschel en La Palma a partir de 2020. La novedad es que WEAVE obtendrá espectros para mil objetos simultáneamente en cada apuntado, de los cuales veinte serán los mejores candidatos a ser estrellas pobres en metales de Pristine. Así, al final del proyecto esperamos haber descubierto diez veces más estrellas pobres en metales que las que se conocen hoy en día. Esta muestra tan amplia será definitiva para entender los procesos de enriquecimiento químico en el universo temprano y la síntesis de los elementos mediante las primeras supernovas. Aún más, su distribución espacial y su movimiento alrededor de la galaxia nos proporcionarán información única sobre el ensamblaje temprano de la Vía Láctea. Un ejemplo más de que ser simple no es incompatible con ser interesante.

Observatorio real de edimburgo (escocia)

Sección coordinada por Adriana de Lorenzo-Cáceres Rodríguez