Em 1944 o grande astrônomo Walter Baade classificou as estrelas da Via Láctea em dois grupos. Estrelas de “População I” eram mais azuis, estavam localizadas principalmente nos braços da Galáxia e tinham maior concentração de elementos pesados (metais, no jargão astronômico). Havia um grupo diferente, as estrelas de “População II”, que eram mais vermelhas e estavam distribuídas pelo halo da galáxia. Elas tinham metalicidades até 100 vezes menores do que as do primeiro grupo.

Lembre-se que estamos falando de populações, portanto de propriedades médias, o que nos permite fazer afirmações interessantes. Por exemplo, se a Pop. II é mais vermelha do que Pop. I, então as estrelas dela são mais velhas pois quando um grupo de estrelas se forma, nascem estrelas de todas as massas; no entanto, as estrelas massivas (que são quentes e azuis) morrem rápido. Uma estrela de 25 massas solares vive “apenas” 7 milhões de anos! Assim, uma população avermelhada tende a ser mais velha do que uma azulada.

Outro fato que corrobora essa interpretação é a diferença de metalicidade. Quando o Universo se formou, havia basicamente apenas hidrogênio e hélio disponíveis. Elementos mais pesados são gerados no núcleo de estrelas e depois lançados no espaço quando elas morrem de forma explosiva. Uma população com metalicidade alta só pôde se formar após várias gerações estelares. Logo, a Pop I é de estrelas mais jovens que a Pop II.

O interessante é que a Pop II tem metalicidade baixa, mas não é nula. Houve outras estrelas antes dela, uma “População III”. No entanto, Baade não as encontrou. Na verdade, só começamos a especular sobre elas por volta da década de 1960.

Estas estrelas devem ser muito interessantes. Sem metais na atmosfera, a luz gerada no interior escapa mais facilmente. É possível que uma estrela seja muito massiva sem que sua própria luz a despedace (algo que vemos acontecer nas outras populações). Estrelas com a metalicidade do Sol não devem passar de 150 massas solares, mas as estrelas primordiais talvez pudessem ter até 1000 massas solares!

Mas não esperamos ver estrelas assim por aqui. Sendo muito massivas, viveriam muito pouco. Para encontrá-las, precisamos olhar em locais muito, muito distantes. Pontos tão longínquos que a luz que nos atinge hoje saiu de lá quando o universo tinha acabado de formar as primeiras estrelas.

Até o Telescópio James Webb não tínhamos muitas condições de fazer isso. A verdade é que ele ainda não encontrou uma estrela primordial, mas tem nos brindado com algumas possíveis detecções indiretas.

Na minha opinião, a mais interessante foi a medição de Nitrogênio na galáxia GS 3073 por Nandal e colegas em 2025. O universo tinha 1,1 bilhão de anos de idade quando a luz dela começou seu percurso até nós. Esta galáxia está cheia de Nitrogênio, um elemento que demoraria muito mais tempo para ser gerado em quantidade. A menos que tenha existido uma população III em abundância. Estrelas supermassivas deste grupo geram Nitrogênio com fartura!

Prof. Alexandre Zabot

Referências

• Baade, W. (1944). The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula. ApJ, 100, 137. ADS
• Bromm, V. & Larson, R. (2004). The First Stars. ARA&A, 42, 79. ADS
• Nandal, D. & Loeb, A. (2026). Supermassive Stars Match the Spectral Signatures of JWST’s Little Red Dots. ApJ, 998(1), 124. arXiv