En 2024, el astrofísico Stephen Giacalone descubrió una enana marrón que aparentemente se formó mediante acreción de núcleo, convirtiéndola, en efecto, en el planeta más grande que jamás haya existido. Ahora se sabe que los planetas en formación se enfrentan a condiciones turbulentas en sus sistemas solares. Una nueva observación en 2026 proporciona evidencia convincente de cómo murió la primera generación de estrellas en galaxias enanas, enriqueciendo químicamente a sus sucesoras.
Las enanas marrones podrían ser simplemente planetas expandidos.
Muchos objetos astronómicos siguen reglas claras y encajan en categorías bien definidas, pero las enanas marrones (objetos celestes demasiado masivos para ser simples planetas, pero demasiado pequeños para ser estrellas verdaderas) todavía se niegan a obedecer estas reglas.
Recientemente, los astrónomos estudiaron una muestra de 70 objetos, desde planetas con la masa de Júpiter hasta enanas marrones a punto de convertirse en estrellas. Al analizar la relación entre la masa de estos objetos y ciertas características de sus sistemas solares (por ejemplo, si las estrellas contienen elementos más pesados que el helio o cuán circulares son sus órbitas), los investigadores esperaban establecer una distinción clara entre los objetos masivos que se forman como estrellas y los más pequeños que se forman como planetas. Sin embargo, se llevaron una decepción, ya que el universo real es un sistema complejo e intrincado.
Resulta que la línea que separa las estrellas de los planetas podría ser más bien un continuo gris y difuso, como argumentan el astrofísico de la UCLA Gregory Gilbert y sus colegas en un artículo publicado en The Astronomical Journal en marzo de 2026.
Las estrellas, por definición, tienen una masa al menos 80 veces mayor que la de Júpiter, y se forman desde el exterior hacia el interior. Cuando un cúmulo de gas en una nube molecular colapsa bajo su propia gravedad, los átomos densamente empaquetados en su núcleo comienzan a fusionarse, liberando calor y luz; así nace una estrella.
Comparación de los tamaños de planetas, enanas marrones y las estrellas más pequeñas. NASA/JPL-Caltech
Por otro lado, los planetas gigantes gaseosos, con una masa similar a la de Júpiter, se forman desde el interior hacia el exterior. Inicialmente, varios granos de polvo se agrupan en un disco alrededor de una estrella recién nacida, y su gravedad combinada es suficiente para atraer aún más polvo. El material continúa acumulándose cada vez más rápido, formando un núcleo rocoso rodeado de gruesas capas de gas.
Sin embargo, entre ambos extremos se encuentran varios objetos que los astrónomos no están seguros de si clasificar como «estrellas fallidas» o «planetas expandidos».
Las enanas marrones, cuya masa oscila entre 13 y 80 veces la de Júpiter, no son lo suficientemente masivas como para fusionar hidrógeno en helio como una estrella, pero sí lo suficientemente grandes como para fusionar deuterio, un isótopo del hidrógeno que contiene un neutrón además del protón y los electrones habituales. Fusionar deuterio en helio requiere menos presión que fusionar hidrógeno puro. Luego están las «subenanas marrones»: gigantes gaseosos que son realmente enormes para los estándares planetarios, pero no lo suficientemente grandes como para ser consideradas enanas marrones propiamente dichas.
Lo ideal sería que existiera un límite claro: los objetos con masas superiores a cierto valor deberían ser estrellas fallidas formadas por el colapso de nubes de gas, mientras que los objetos con masas inferiores a este valor deberían ser planetas expandidos que se han condensado a partir de discos planetarios.
Sin embargo, los astrónomos aún no han podido detectar ni una sola línea de este tipo.
En 2024, el astrofísico Stephen Giacalone, uno de los coautores del estudio actual, descubrió una enana marrón que aparentemente se formó mediante acreción de núcleo, convirtiéndola, en efecto, en el planeta más grande que jamás haya existido. Además, algunas subenanas marrones —planetas gigantes que no son lo suficientemente grandes como para ser consideradas enanas marrones— parecen haberse formado mediante colapso gravitacional, lo que significa que fracasaron tan estrepitosamente en su intento de convertirse en estrellas que ni siquiera pudieron llegar a ser enanas marrones.
«Aún queda por determinar con precisión qué tan grande podría ser el objeto como resultado de la acreción del núcleo, o qué tan pequeño como resultado de la inestabilidad del disco o la fragmentación de la nube», escribieron Gilbert y sus colegas en su artículo.
Gilbert y sus colegas utilizaron modelos estadísticos para comprobar cómo se relacionaba la masa de sus objetos con la composición química de sus estrellas anfitrionas y la forma de las órbitas de los objetos.
Un análisis de la excentricidad orbital de estos objetos (una medida de cuán cerca de un círculo perfecto se encuentra su órbita) arroja prácticamente el mismo resultado. Los objetos menos masivos tienden a tener órbitas más circulares, mientras que los más masivos, similares a las enanas marrones, presentan excentricidades más pronunciadas. Sin embargo, Gilbert y sus colegas observaron que esta tendencia es muy gradual.
Ilustración de una enana marrón realizada por un artista. Nazariy Neshcherensky/iStock/Getty Images
«Es razonable suponer que, a medida que aumenta la masa de un objeto, disminuye la probabilidad de su formación por acreción del núcleo y aumenta la probabilidad de su formación por inestabilidad gravitacional [colapso de la nube de gas]», escribieron los investigadores en su reciente artículo, «pero esto es más un espectro que una división clara de los objetos en dos grupos».
Y luego está la metalicidad. Un planeta solo puede acumular suficiente material con la rapidez necesaria para convertirse en un gigante gaseoso si se forma en un sistema estelar con un contenido metálico muy alto; es decir, que contiene muchos elementos más pesados que el helio (principalmente carbono, oxígeno y hierro). Por lo tanto, si existiera una clara línea divisoria entre los objetos más masivos formados por el colapso de nubes moleculares y los menos masivos formados por acreción, investigadores como Gilbert y sus colegas esperarían ver enanas submarrones más pequeñas formándose únicamente en sistemas estelares ricos en metales. Pero eso no es lo que Gilbert y sus colegas observaron en sus datos.
En cambio, no parece existir relación entre la masa de una supergigante gaseosa y la metalicidad de su sistema solar. Esto sugiere que algunos de estos objetos se formaron mediante acreción del núcleo, mientras que otros se formaron de manera más parecida a las estrellas, con el mismo resultado final y, a menudo, la misma masa. Esto significa que actualmente no podemos determinar, mediante la observación de un objeto, si se trata de una «estrella fallida» o de un planeta extraordinariamente exitoso.
«Es posible que exista una línea divisoria clara entre los canales de formación, pero aún no la hemos detectado, ya sea porque no tenemos suficientes objetos o porque todavía no hemos estudiado la combinación adecuada de parámetros», escribieron Gilbert y sus colegas en su reciente artículo.
Un informe del proyecto Backyard Worlds: Planet 9 de la NASA indica que los voluntarios han duplicado efectivamente el número de enanas marrones conocidas, realizando más de 3.000 nuevos descubrimientos en los últimos 10 años desde que comenzó el proyecto.
Las enanas marrones son bolas de gas del tamaño de Júpiter, pero menos masivas que las estrellas. Hay una enana marrón por cada tres o cuatro estrellas cercanas al Sol.
Aunque las enanas marrones son comunes, son difíciles de detectar debido a su tenue brillo en comparación con las estrellas. Contar con el doble de enanas marrones para estudiar permite a los astrónomos comprender mejor estos objetos esquivos. Esta importante nueva lista de enanas marrones ya ha revelado una nueva variedad de objetos —subenanas de tipo T extremas— y una gran cantidad de rarezas, como objetos ultrafríos y una enana marrón que parece exhibir auroras. También nos ha ayudado a mapear la distribución de masa en nuestra galaxia y a cartografiar nuestro entorno cósmico.
Representación artística de una enana marrón creada por William Pendrill, voluntario de Backyard Worlds: Planet 9. Backyard Worlds: Planet 9 ha anunciado el descubrimiento de más de 3000 objetos de este tipo en los últimos 10 años, duplicando el total. William Pendrill
Los resultados de la investigación se publicaron en un artículo de la revista Astronomical Journal en mayo de 2026, liderado por el astrónomo Adam Schneider del Observatorio Naval de los Estados Unidos. Representan un trabajo realizado durante diez años con la participación de un equipo de aproximadamente 200 000 voluntarios. De los 75 autores del artículo, 61 son voluntarios. Los otros dos autores comenzaron su colaboración con el equipo como voluntarios y posteriormente desarrollaron carreras profesionales en astronomía.
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Un grupo de voluntarios descubrió enanas marrones en imágenes tomadas por las naves espaciales WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) y NEOWISE-R (Near-Earth-Object WISE Reactivation) de la NASA, ambas fuera de servicio. Estudiaron los datos utilizando la plataforma de ciencia ciudadana Zooniverse, buscando objetos en movimiento en imágenes intermitentes recopiladas durante un período de 16 años. Algunos voluntarios incluso contribuyeron creando sus propias herramientas de búsqueda y software de análisis de datos.
El proyecto Backyard Worlds: Planet 9 continúa analizando más de 2 mil millones de fuentes observadas por los telescopios WISE y NEOWISE-R.
Los planetas como los de nuestro sistema solar se forman mediante un proceso ascendente, en el que pequeños fragmentos de roca y hielo se adhieren entre sí y aumentan de tamaño con el tiempo. Sin embargo, cuanto más masivo es el planeta, más difícil resulta explicar su formación de esta manera.
Los astrónomos utilizaron el telescopio espacial James Webb de la NASA para estudiar 29 Cygni b, un objeto con una masa aproximadamente 15 veces mayor que la de Júpiter que orbita una estrella cercana. Encontraron abundante evidencia de que 29 Cygni b se formó mediante este proceso de formación «de abajo hacia arriba», lo que proporciona nuevos conocimientos sobre cómo se forman los planetas más masivos, según se informa en The Astrophysical Journal Letters.
Generalmente se entiende que la formación de planetas ocurre dentro de discos gigantes de gas y polvo alrededor de las estrellas mediante un proceso llamado acreción. El polvo se agrupa en pequeñas partículas que colisionan y aumentan de tamaño, formando protoplanetas y luego planetas. Los más grandes acumulan gas y evolucionan hasta convertirse en gigantes como Júpiter. Debido a que los gigantes gaseosos tardan más en formarse, y el disco de material formador de planetas finalmente se evapora y desaparece, los sistemas planetarios contienen muchos más planetas pequeños que grandes.
En cambio, las estrellas se forman cuando una enorme nube de gas se fragmenta, colapsando cada fragmento bajo su propia gravedad y volviéndose más pequeño y denso. Un proceso de fragmentación similar podría ocurrir teóricamente dentro de los discos protoplanetarios. Esto podría explicar por qué algunos objetos muy masivos se encuentran a miles de millones de kilómetros de sus estrellas anfitrionas, en regiones donde el disco protoplanetario habría sido demasiado delgado para acumular materia.
La estrella 29 Cygni b se encuentra en la intersección de dos posibles mecanismos. Pesa 15 veces más que Júpiter y orbita su estrella a una distancia promedio de 1500 millones de millas (2400 millones de kilómetros), aproximadamente la misma que Urano en nuestro sistema solar. El equipo de investigación la eligió como objeto de estudio porque podría ser el resultado de cualquiera de estos procesos.
El exoplaneta 29 Cygni b, representado en esta ilustración, es un gigante gaseoso con una masa aproximadamente 15 veces mayor que la de Júpiter. Los astrónomos estudiaron 29 Cygni b utilizando el Telescopio Espacial James Webb de la NASA. Concluyeron que probablemente se formó mediante acreción de disco en lugar de fragmentación de disco. NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)
«En los modelos informáticos, la fragmentación del disco podría producir fácilmente masas significativamente mayores que 29 Cygni b. Esta es la masa más pequeña que se podría obtener de forma plausible. Pero, al mismo tiempo, es aproximadamente la masa más grande que se podría obtener mediante acreción», afirmó el autor principal, William Balmer, de la Universidad Johns Hopkins y el Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial en Baltimore.
El programa de observación Balmer utilizó la cámara de infrarrojo cercano (NIRCam) del telescopio Webb en modo coronográfico para obtener imágenes directas del planeta 29 Cygni b. Este planeta fue el primero de los cuatro objetos seleccionados por el programa, cada uno con una masa conocida entre 1 y 15 veces la de Júpiter. Además, el equipo exigió que los objetos orbitaran a una distancia aproximada de 9 mil millones de millas (15 mil millones de kilómetros) de sus estrellas.
Todos los planetas eran jóvenes y aún calientes debido a su formación, con temperaturas que oscilaban entre 530 y 1000 grados Celsius (1000 y 1900 grados Fahrenheit). Esto garantizó que la composición química de sus atmósferas fuera similar a la de los planetas de HR 8799, un sistema que Balmer había estudiado previamente. Al seleccionar los filtros adecuados, el equipo pudo detectar indicios de absorción de luz por dióxido de carbono (CO₂) y monóxido de carbono (CO), lo que les permitió determinar la abundancia de estos elementos químicos más pesados, que los astrónomos denominan colectivamente metales.
Encontraron pruebas contundentes de que el planeta 29 Cygni b está enriquecido en metales en comparación con su estrella anfitriona, cuya composición es similar a la de nuestro Sol. Dada la masa del planeta, la cantidad de elementos pesados que contiene equivale aproximadamente a 150 masas terrestres. Esto sugiere que acumuló grandes cantidades de sólidos ricos en metales del disco protoplanetario.
Los astrónomos utilizaron el Telescopio Espacial James Webb de la NASA para obtener imágenes directas de 29 Cygni b, cuya masa es 15 veces mayor que la de Júpiter. Encontraron evidencia de elementos químicos pesados como el carbono y el oxígeno, lo que sugiere firmemente que se formó como planeta mediante acreción dentro de un disco protoplanetario. NASA, ESA, CSA, William Bulmer (JHU, STScI), Laurent Pueyo (STScI); Procesamiento de imágenes: Alyssa Pagan (STScI).
El equipo también utilizó el telescopio óptico terrestre CHARA (Centro de Astronomía de Alta Resolución Angular) para determinar si la órbita del planeta estaba alineada con la rotación de la estrella. Confirmaron esta alineación, tal como se esperaba para un objeto formado a partir de un disco protoplanetario.
«Logramos actualizar los datos orbitales del planeta y también realizar observaciones de la estrella anfitriona para determinar su orientación con respecto a dicha órbita», declaró Ash Messier, coautor y estudiante de posgrado de la Universidad Johns Hopkins. «Demostramos que la inclinación del planeta está estrechamente alineada con el eje de rotación de la estrella, lo cual es similar a lo que observamos en los planetas de nuestro sistema solar».
«En conjunto, estos datos sugieren firmemente que 29 Cygni b se formó en un disco protoplanetario mediante la rápida acumulación de material rico en metales, en lugar de mediante la fragmentación de gas», dijo Balmer. «En otras palabras, se formó como un planeta, no como una estrella».
Mientras recopilan datos sobre los otros tres objetos de su programa, el equipo planea buscar evidencia de diferencias en la composición entre los planetas de menor y mayor masa. Esto debería proporcionar una mayor comprensión de sus mecanismos de formación.
El Telescopio Espacial James Webb es el observatorio líder mundial en ciencia espacial. Webb desvela los misterios de nuestro sistema solar, observa más allá de él mundos distantes alrededor de otras estrellas y explora la enigmática estructura y los orígenes de nuestro universo, así como nuestro lugar en él. Webb es un programa internacional liderado por la NASA y sus socios, la ESA (Agencia Espacial Europea) y la CSA (Agencia Espacial Canadiense).
Otro estudio demuestra que una erupción potente de una estrella joven similar al Sol crea condiciones adversas para los planetas nacientes de su sistema.
Un equipo de científicos del Centro de Astrofísica (CfA) utilizó el Submillimeter Array (SMA), un conjunto de telescopios ubicado en Mauna Kea, Hawái, para observar la joven estrella HD 283572. El equipo observó que el brillo de HD 283572 aumentó cientos de veces en tan solo unas horas. Esta erupción observada se considera uno de los estallidos estelares más potentes jamás registrados, según se informó en The Astrophysical Journal Letters a principios de 2024.
Situado a unos 400 años luz de distancia, HD 283572 tiene aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol, pero con casi 3 millones de años, es más de mil veces más joven que nuestro Sol, que tiene aproximadamente 4.600 millones de años. Esto significa que cuando los astrónomos observaron HD 283572, lo presenciaron en la misma etapa de desarrollo que el Sol, cuando planetas como la Tierra comenzaron a formarse.
Ilustración artística que muestra la formación de planetas a partir de un disco de material que rodea una estrella. NASA
En consecuencia, estos datos podrían indicar que los planetas en formación, incluidos los de nuestro Sistema Solar, deben enfrentarse a condiciones turbulentas.
«Nos sorprendió ver un destello inusualmente brillante proveniente de una estrella joven y ordinaria», declaró Joshua Bennett Lovell, líder del equipo y científico del CfA. «Cualquier planeta potencial que se estuviera desarrollando en este sistema habría sido destruido por el potente destello. ¡No me gustaría crecer allí!».
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Se cree que los destellos estelares como los observados por Lovell y sus colegas se originan a partir de la rotación de las estrellas y el entrelazamiento de sus campos magnéticos.
Así como un resorte demasiado tensado acumula energía cinética que debe liberarse, la energía magnética almacenada en estos campos magnéticos retorcidos también debe liberarse. En el caso de las estrellas, esto se traduce en la eyección de partículas aceleradas a través de sus superficies hacia el espacio.
Localización de la joven estrella en erupción HD 283572 y su cambio de brillo entre enero de 2022 y marzo de 2024. CfA/JB Lovell et al.
Los destellos que acompañan a esta erupción de material estelar, o plasma, pueden aumentar el brillo de la estrella decenas o cientos de veces y abarcar un amplio rango de longitudes de onda. Sin embargo, detectar estos destellos sigue siendo un desafío, ya que ocurren de forma prácticamente aleatoria, por lo que no hay una indicación clara de cuándo apuntar un telescopio hacia la estrella para captar su próximo estallido.
Esto fue sin duda cierto para HD 283572, que parecía estar inactivo antes de su erupción masiva.
«Cada vez que apuntábamos el telescopio SMA hacia la estrella después de este estallido, no veíamos nada», explicó Lovell. «Nuestros resultados confirman que tales estallidos son raros en longitudes de onda milimétricas, pero pueden ser extremadamente potentes para estrellas tan jóvenes».
En el transcurso de nueve horas, la energía de la llamarada de HD 283572 alcanzó niveles millones de veces superiores a los emitidos por llamaradas similares medidas en las proximidades del sistema solar. Estas llamaradas son tan potentes que son capaces de destruir las atmósferas de planetas jóvenes en formación.
El descubrimiento de una llamarada tan potente durante este período crucial en la vida de un sistema planetario proporciona a los científicos una clave para comprender las presiones que experimentaron la Tierra y sus planetas gemelos durante su formación hace aproximadamente 4.500 millones de años. Los resultados también podrían ofrecer pistas sobre lo que los planetas extrasolares, o «exoplanetas», podrían estar experimentando hoy en día durante las primeras etapas de su existencia.
Ilustración de una estrella joven en erupción que podría plantear desafíos para el desarrollo de exoplanetas. CfA/Melissa Weiss
El equipo de investigadores que llevó a cabo este estudio continúa monitorizando HD 283572 para determinar con qué frecuencia entra en erupción la joven estrella y para averiguar si este brillo podría influir en la formación de las atmósferas de los planetas que la rodean.
Además, la campaña SMA está estudiando otras estrellas jóvenes similares a HD 283572 para determinar sus propiedades típicas y la frecuencia de sus erupciones. Según los investigadores, combinar los datos de SMA con observaciones de longitudes de onda más largas permitirá comprender mejor la física de estas erupciones y los procesos que las generan.
La observación de 2026 proporciona pruebas convincentes de cómo murió la primera generación de estrellas en las galaxias enanas, enriqueciendo químicamente a sus sucesoras.
Los científicos se han convertido en auténticos arqueólogos cósmicos al descubrir una estrella de segunda generación, rara y con bajo contenido de hierro, que constituye, en esencia, un fósil de la evolución química de nuestro universo. Del mismo modo que los hallazgos de artefactos en la Tierra nos permiten conocer generaciones perdidas de humanos, esta observación proporciona pruebas irrefutables de cómo pereció la primera generación de estrellas, enriqueciendo químicamente a sus sucesoras. Los resultados del estudio se publicaron el 16 de marzo de 2026 en la revista Nature Astronomy.
Se descubrió una estrella de segunda generación, o POP II, en la galaxia enana Pictor II, ubicada aproximadamente a 150 000 años luz de la Tierra en la constelación de Pictor, utilizando la Cámara de Energía Oscura (DECam) del telescopio Victor M. Blanco de 4 metros. La estrella, denominada Pic II-503, contiene solo 1/40 000 del hierro presente en el Sol, que es una estrella de tercera generación, o (de forma algo confusa) POP I. El hecho de que Pic II-503 tenga la menor concentración de hierro jamás observada fuera de la Vía Láctea la convierte en una de las estrellas más antiguas jamás descubiertas.
La cámara para medir la energía oscura está instalada en el Telescopio Víctor Blanco, que aparece en la imagen junto con otros telescopios del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo de Fermilab en Chile.
Sin embargo, esta deficiencia no es lo más sorprendente de Pic II-503. El equipo también descubrió que esta estrella POP II posee un enorme exceso de carbono: su proporción de carbono a hierro es más de 1500 veces mayor que la del Sol. Este exceso refleja la característica única de las estrellas pobres en hierro, ricas en carbono, que se encuentran en el halo exterior de la Vía Láctea.
«Descubrimientos como estos son arqueología cósmica, el descubrimiento de raros fósiles estelares que conservan rastros de las primeras estrellas del universo», dijo Chris Davis, director del programa NOIRLab de la Fundación Nacional de Ciencias, en un comunicado.
Las primeras estrellas del Universo, o estrellas POP III, nacieron cuando la composición química del cosmos se limitaba a hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de elementos más pesados, que los astrónomos denominan colectivamente «metales». Esto significaba que estas estrellas POP III estaban compuestas principalmente de hidrógeno, con una pequeña cantidad de helio y cantidades ínfimas de metales. El primer carbono y hierro se formaron en los núcleos de estas estrellas, material que se dispersaría por el medio interestelar cuando estas estrellas explotaran como supernovas al final de su vida.
Las nubes interestelares de gas y polvo enriquecidas con estos metales se enfriaron y colapsaron, dando origen a una segunda generación de estrellas, que se volvieron aún más ricas en metales gracias al aporte de elementos más pesados de sus predecesoras. Esto convierte a POP II en una especie de cápsula del tiempo, que captura una etapa importante en el enriquecimiento químico del Universo.
«Encontrar una estrella que conserva de forma excepcional metales pesados de las primeras estrellas era algo que considerábamos imposible, dada la extrema rareza de estos objetos», declaró Anirudh Chiti, líder del equipo de la Universidad de Stanford. «Al detectar la menor abundancia de hierro jamás registrada en una galaxia enana ultradébil, Pic II-503 abre oportunidades sin precedentes para estudiar la formación inicial de elementos en sistemas primordiales».
El primer ejemplo confirmado de una estrella POP II descubierta en una tenue galaxia enana, Pic II-503, fue identificada por tener un contenido metálico extremadamente bajo en los datos recopilados por el proyecto MAGIC (Mapping the Ancient Galaxy in CaHK) en el telescopio DECam. Este programa de observación de 54 días fue diseñado con el objetivo explícito de identificar las estrellas más antiguas y químicamente primitivas de la Vía Láctea y sus galaxias enanas compañeras.
Estrellas en la tenue galaxia enana Pictor II, hogar de Pic II-503, una estrella de segunda generación con deficiencia de hierro. CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA. Procesamiento de imágenes: Provost TA (Universidad de Alaska Anchorage/NSF NOIRLab), M. Zamani y D. de Martin (NSF NOIRLab ).
Chiti y sus colegas combinaron datos de MAGIC con observaciones del Very Large Telescope (VLT) en la región del desierto de Atacama, en el norte de Chile, y del telescopio Magellan Baade para detectar bajas concentraciones de hierro y calcio en Pic II-503, las más bajas jamás observadas fuera de nuestra galaxia. Esto, a su vez, reveló que Pic II-503 es el primer caso documentado de enriquecimiento químico detectado en una galaxia enana.
Una posible explicación para la sorprendentemente baja proporción de hierro respecto al carbono en Pic II-503 es que, cuando las estrellas POP III explotaron como supernovas, estas explosiones tuvieron energías relativamente bajas. Esto significaría que, mientras que los elementos más ligeros como el carbono fueron expulsados al medio interestelar, los elementos más pesados como el hierro volvieron a caer entre los restos de la supernova.
El hecho de que Pic II-503 se encuentre en una de las galaxias enanas más pequeñas jamás observadas, con una influencia gravitacional correspondientemente baja, respalda la idea de que las estrellas POP III mueren en supernovas de baja energía.
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