Objetivos de aprendizaje
Al finalizar esta sección, serás capaz de:
- Distinguir entre estrellas de la población I y de la población II según su ubicación, movimiento, abundancia de elementos pesados y edad
- Explicar por qué las estrellas más antiguas de la Galaxia son pobres en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, mientras que las estrellas como el Sol e incluso las más jóvenes son típicamente más ricas en estos elementos pesados
En la primera sección de este capítulo, describimos el disco delgado, el disco grueso y el halo estelar. Vuelve a mirar la sección anterior y observa algunos de los patrones. Las estrellas jóvenes se encuentran en el disco delgado, son ricas en metales y orbitan el centro de la Galaxia a gran velocidad. Las estrellas del halo son viejas, tienen poca abundancia de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, y tienen órbitas muy elípticas orientadas aleatoriamente en su dirección (véase la Figura 1). Las estrellas del halo pueden atravesar el disco y la protuberancia central, pero pasan la mayor parte del tiempo muy por encima o por debajo del plano de la Galaxia. Las estrellas del disco grueso son intermedias entre estos dos extremos. Veamos primero por qué la edad y la abundancia de elementos pesados están correlacionadas y luego veamos qué nos dicen estas correlaciones sobre el origen de nuestra Galaxia.
Figura 1. Cómo los objetos orbitan la galaxia: (a) En esta imagen, se ven estrellas en el delgado disco de nuestra Galaxia en órbitas casi circulares. (b) En esta imagen, se ve el movimiento de las estrellas en el halo de la Galaxia en órbitas elípticas y orientadas al azar.
Dos tipos de estrellas
El descubrimiento de que existen dos tipos diferentes de estrellas fue realizado por primera vez por Walter Baade durante la Segunda Guerra Mundial. Como ciudadano alemán, a Baade no se le permitió realizar investigaciones de guerra, como hacían muchos otros científicos radicados en Estados Unidos, por lo que pudo utilizar regularmente los telescopios del Monte Wilson, en el sur de California. Sus observaciones se vieron favorecidas por los cielos más oscuros resultantes del apagón de Los Ángeles en tiempos de guerra.
Entre las cosas que un gran telescopio y los cielos oscuros permitieron a Baade examinar cuidadosamente estaban otras galaxias -vecinas de nuestra Vía Láctea. Hablaremos de otras galaxias en el próximo capítulo (Galaxias), pero por ahora sólo mencionaremos que la galaxia más cercana que se parece a la nuestra (con un disco y una estructura espiral similares) suele llamarse galaxia de Andrómeda, por la constelación en la que la encontramos.
Baade quedó impresionado por la similitud de las estrellas, principalmente rojizas, del bulbo nuclear de la galaxia de Andrómeda con las de los cúmulos globulares y el halo de nuestra galaxia. También observó la diferencia de color entre todas ellas y las estrellas más azules que se encuentran en los brazos espirales cercanos al Sol (Figura 2). Sobre esta base, llamó a las estrellas azules brillantes de los brazos espirales población I y a todas las estrellas del halo y los cúmulos globulares población II.
Figura 2. Galaxia de Andrómeda (M31): Esta espiral vecina se parece a nuestra galaxia en que es una galaxia de disco con una protuberancia central. Obsérvese la protuberancia de estrellas más viejas y amarillentas en el centro, las estrellas más azules y jóvenes en las regiones exteriores y el polvo en el disco que bloquea parte de la luz de la protuberancia. (crédito: Adam Evans)
Ahora sabemos que las poblaciones difieren no sólo en su ubicación en la Galaxia, sino también en su composición química, edad y movimientos orbitales alrededor del centro de la Galaxia. Las estrellas de la población I se encuentran sólo en el disco y siguen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Algunos ejemplos son las estrellas supergigantes brillantes, las estrellas de la secuencia principal de alta luminosidad (clases espectrales O y B), que se concentran en los brazos espirales, y los miembros de cúmulos estelares abiertos jóvenes. La materia interestelar y las nubes moleculares se encuentran en los mismos lugares que las estrellas de la población I.
Las estrellas de la población II no muestran ninguna correlación con la ubicación de los brazos espirales. Estos objetos se encuentran en toda la galaxia. Algunos se encuentran en el disco, pero muchos otros siguen órbitas elípticas excéntricas que los llevan por encima del disco galáctico hasta el halo. Algunos ejemplos son las estrellas rodeadas de nebulosas planetarias y las estrellas variables RR Lyrae. Las estrellas de los cúmulos globulares, que se encuentran casi por completo en el halo de la Galaxia, también se clasifican como población II.
Hoy en día, sabemos mucho más sobre la evolución estelar que los astrónomos en la década de 1940, y podemos determinar las edades de las estrellas. La población I incluye estrellas con una amplia gama de edades. Mientras que algunas tienen hasta 10.000 millones de años, otras todavía se están formando. Por ejemplo, el Sol, que tiene unos 5.000 millones de años, es una estrella de la población I. Pero también lo son las jóvenes estrellas masivas de la nebulosa de Orión que se han formado en los últimos millones de años. La población II, por el contrario, está formada en su totalidad por estrellas viejas que se formaron muy pronto en la historia de la galaxia; las edades típicas son de 11 a 13 mil millones de años.
También tenemos ahora buenas determinaciones de las composiciones de las estrellas. Éstas se basan en el análisis de los espectros detallados de las estrellas. Casi todas las estrellas parecen estar compuestas principalmente por hidrógeno y helio, pero sus abundancias de elementos más pesados difieren. En el Sol y otras estrellas de la población I, los elementos pesados (más pesados que el hidrógeno y el helio) representan entre el 1 y el 4% de la masa estelar total. Las estrellas de la población II situadas en el halo galáctico exterior y en los cúmulos globulares tienen una abundancia mucho menor de elementos pesados, a menudo menos de una centésima parte de las concentraciones encontradas en el Sol y, en algunos casos, incluso menos. La estrella más antigua de la población II descubierta hasta la fecha tiene menos de una diezmillonésima parte de hierro que el Sol, por ejemplo.
Como ya hemos comentado en capítulos anteriores, los elementos pesados se crean en las profundidades del interior de las estrellas. Se añaden a las reservas de materia prima de la galaxia cuando las estrellas mueren, y su material se recicla en nuevas generaciones de estrellas. Así, a medida que pasa el tiempo, las estrellas nacen con suministros cada vez mayores de elementos pesados. Las estrellas de la población II se formaron cuando la abundancia de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio era baja. Las estrellas de la población I se formaron más tarde, después de que la masa perdida por los miembros moribundos de las primeras generaciones de estrellas hubiera sembrado el medio interestelar con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Algunas siguen formándose ahora, cuando otras generaciones han aumentado el suministro de elementos más pesados disponibles para las nuevas estrellas.
El mundo real
Salvo raras excepciones, nunca debemos confiar en ninguna teoría que divida el mundo en sólo dos categorías. Aunque pueden proporcionar un punto de partida para las hipótesis y los experimentos, a menudo son simplificaciones excesivas que necesitan ser refinadas una investigación continúa. La idea de dos poblaciones ayudó a organizar nuestros pensamientos iniciales sobre la Galaxia, pero ahora sabemos que no puede explicar todo lo que observamos. Incluso las diferentes estructuras de la Galaxia -disco, halo, protuberancia central- no están tan claramente separadas en términos de sus ubicaciones, edades y el contenido de elementos pesados de las estrellas que las componen.
La definición exacta del disco de la Galaxia depende de los objetos que utilicemos para definirlo, y no tiene un límite definido. Las estrellas jóvenes más calientes y sus nubes de gas y polvo asociadas se encuentran en su mayoría en una región de unos 300 años-luz de espesor. Las estrellas más viejas definen un disco más grueso de unos 3.000 años luz. Las estrellas del halo pasan la mayor parte del tiempo por encima o por debajo del disco, pero lo atraviesan en sus órbitas altamente elípticas, por lo que a veces se encuentran relativamente cerca del Sol.
La mayor densidad de estrellas se encuentra en el bulbo central, esa región interior en forma de barra de la Galaxia. Hay algunas estrellas jóvenes y calientes en el bulbo, pero la mayoría de las estrellas del bulbo tienen más de 10.000 millones de años. Sin embargo, a diferencia de las estrellas del halo de edad similar, la abundancia de elementos pesados en las estrellas del bulbo es casi la misma que en el Sol. ¿Por qué?
Los astrónomos creen que la formación de estrellas en el abultado bulbo nuclear se produjo muy rápidamente justo después de la formación de la Vía Láctea. Después de unos pocos millones de años, la primera generación de estrellas masivas y de corta vida expulsó elementos pesados en explosiones de supernovas y, por tanto, enriqueció a las siguientes generaciones de estrellas. Así, incluso las estrellas que se formaron en el bulbo hace más de 10.000 millones de años comenzaron con un buen suministro de elementos pesados.
Exactamente lo contrario ocurrió en la Pequeña Nube de Magallanes, una pequeña galaxia cercana a la Vía Láctea, visible desde el hemisferio sur de la Tierra. Incluso las estrellas más jóvenes de esta galaxia son deficientes en elementos pesados. Creemos que esto se debe a que la pequeña galaxia no está especialmente poblada, y la formación de estrellas se ha producido con bastante lentitud. Como resultado, ha habido, hasta ahora, relativamente pocas explosiones de supernovas. Las galaxias más pequeñas también tienen más problemas para retener el gas expulsado por las explosiones de supernovas para reciclarlo. Las galaxias de baja masa sólo ejercen una modesta fuerza gravitatoria, y el gas de alta velocidad expulsado por las supernovas puede escapar fácilmente de ellas.
Los elementos de los que está dotada una estrella dependen, por tanto, no sólo de cuándo se formó la estrella en la historia de su galaxia, sino también de cuántas estrellas de su parte de la galaxia habían completado ya su vida cuando la estrella está lista para formarse.
Conceptos clave y resumen
Podemos dividir a grandes rasgos las estrellas de la galaxia en dos categorías. Las estrellas viejas con pocos elementos pesados se denominan estrellas de la población II y se encuentran en el halo y en los cúmulos globulares. Las estrellas de la población I contienen más elementos pesados que las de los cúmulos globulares y el halo, suelen ser más jóvenes y se encuentran en el disco, y están especialmente concentradas en los brazos espirales. El Sol pertenece a la población I. Las estrellas de la población I se formaron después de que las generaciones anteriores de estrellas produjeran elementos pesados y los expulsaran al medio interestelar. Las estrellas de la protuberancia, la mayoría de las cuales tienen más de 10.000 millones de años, tienen cantidades inusualmente altas de elementos pesados, presumiblemente porque hubo muchas estrellas masivas de primera generación en esta región densa, y éstas sembraron rápidamente las siguientes generaciones de estrellas con elementos más pesados.
Glosario
estrella de población I:
una estrella que contiene elementos pesados; típicamente joven y que se encuentra en el disco
estrella de población II:
una estrella con muy baja abundancia de elementos pesados; se encuentra en toda la Galaxia