Sí, las estrellas tienden a reducirse con cada generación, pero no debido a la disipación del contenido de hidrógeno; Todavía hay mucho hidrógeno en la mayoría de las galaxias. En cambio, el tamaño de las estrellas depende principalmente del contenido químico de la nube precursora y la temperatura inicial; El problema crucial es cuánta acumulación tiene lugar en una nube de gas que se derrumba, antes de que se encienda la fusión y expulse el gas circundante con la presión de radiación.
Las primeras estrellas de “Población III” eran extremadamente grandes porque se formaron a partir de gas sin elementos pesados y pequeños campos magnéticos, por lo que solo pudieron eliminar lentamente el calor de contracción gravitacional y el momento angular; sus núcleos solo alcanzaron lentamente las presiones y temperaturas de fusión, mientras que reunían varios cientos de masas solares de gas circundante.
Esas estrellas se convirtieron en supernova (principalmente a través de un mecanismo de “inestabilidad de pares” con diferentes perfiles de nucleosíntesis), y sembraron su entorno con un pequeño contenido de elementos medianos a pesados. La próxima generación de estrellas de “Población II” se formó a partir de ese gas como lo describe James Boettcher, y no eran tan grandes (decenas a 100 masas solares) porque su contenido de elementos pesados pequeños pero no nulos irradiaba más eficientemente calor de formación y magnéticamente Momento angular transportado para permitir un colapso más rápido pero más pequeño. Sus explosiones de supernova incluyeron más elementos pesados posteriores al hierro.
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El Sol es una estrella de Población I intermedia, formada con mayor “metalicidad” (contenido de elementos post-helio), mientras que actualmente las estrellas de “Población I extrema” tienen las metalicidades más altas observadas. Las estrellas Pop I se forman en un rango de masa más pequeño debido a su rápido y eficiente colapso inicial de la nube de gas, y quizás a mecanismos de fragmentación más fáciles.
