25.5: Poblaciones estelares en la Galaxia
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Distinguir entre las estrellas de la población I y la población II según sus ubicaciones, movimientos, abundancias de elementos pesados y edades
- Explica 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 estrellas más jóvenes suelen ser más ricas en estos elementos pesados
En la primera sección de su capítulo, describimos el disco delgado, el disco grueso y el halo estelar. Mire hacia atrás en la Tabla\(25.1.1\) en la Sección 25.1 y anote 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 en el halo son viejas, tienen bajas abundancias de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, y tienen órbitas altamente elípticas orientadas aleatoriamente en dirección (ver Figura). Las estrellas Halo pueden sumergirse a través del disco y la protuberancia central, pero pasan la mayor parte de su tiempo muy por encima o por debajo del plano de la Galaxia. Las estrellas en el disco grueso son intermedias entre estos dos extremos. Veamos primero por qué se correlacionan la edad y la abundancia de elementos más pesados y luego veamos qué nos dicen estas correlaciones sobre el origen de nuestra Galaxia.
Dos tipos de estrellas
El descubrimiento de que hay dos tipos diferentes de estrellas fue hecho por primera vez por Walter Baade durante la Segunda Guerra Mundial. Como ciudadano alemán, a Baade no se le permitió hacer investigaciones de guerra como lo estaban haciendo muchos otros científicos con sede en Estados Unidos, por lo que pudo hacer un uso regular de los telescopios Mount Wilson en el sur de California. Sus observaciones fueron ayudadas por los cielos más oscuros que resultaron del apagón bélico de Los Ángeles.
Entre las cosas que un gran telescopio y cielos oscuros permitieron a Baade examinar cuidadosamente estaban otras galaxias, vecinas de nuestra Vía Láctea. Discutiremos otras galaxias en el próximo capítulo (Galaxias), pero por ahora solo mencionaremos que la Galaxia más cercana que se asemeja a la nuestra (con un disco y estructura espiral similares) a menudo se llama la galaxia de Andrómeda, después de la constelación en la que la encontramos.
Baade quedó impresionado por la similitud de las estrellas principalmente rojizas en el bulto nuclear de la galaxia de Andrómeda con las de los cúmulos globulares de nuestra Galaxia y el halo. También señaló la diferencia de color entre todas estas y las estrellas más azules que se encuentran en los brazos espirales cerca del Sol (Figura\(\PageIndex{2}\)). Sobre esta base, llamó a las estrellas azules brillantes en la población de brazos espirales I y a todas las estrellas en el halo y cúmulos globulares población II.
Ahora sabemos que las poblaciones difieren no sólo en sus ubicaciones en la Galaxia, sino también en su composición química, edad y movimientos orbitales alrededor del centro de la Galaxia. Población I estrellas se encuentran sólo en el disco y siguen órbitas casi circulares alrededor del centro galáctico. Ejemplos son estrellas supergigantes brillantes, estrellas de secuencia principal de alta luminosidad (clases espectrales O y B), que se concentran en los brazos espirales, y 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 correlación con la ubicación de los brazos espirales. Estos objetos se encuentran en toda la Galaxia. Algunos están en el disco, pero muchos otros siguen órbitas elípticas excéntricas que las llevan muy por encima del disco galáctico hacia el halo. Los ejemplos incluyen estrellas rodeadas de nebulosas planetarias y estrellas variables RR Lyrae. Las estrellas en cúmulos globulares, que se encuentran casi en su totalidad 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 un amplio rango de edades. Si bien algunos tienen tan viejos como 10 mil millones de años, otros todavía se están formando hoy. Por ejemplo, el Sol, que tiene alrededor de 5 mil millones de años, es una población que protagonizo. Pero también lo son las enormes estrellas jóvenes en la Nebulosa de Orión que se han formado en los últimos millones de años. La población II, en cambio, consiste enteramente en estrellas viejas que se formaron muy temprano en la historia de la Galaxia; las edades típicas son de 11 a 13 mil millones de años.
También ahora tenemos buenas determinaciones de las composiciones de las estrellas. Estos se basan en análisis de los espectros detallados de las estrellas. Casi todas las estrellas parecen estar compuestas principalmente por hidrógeno y helio, pero sus abundancias de los elementos más pesados difieren. En el Sol y otras estrellas I de la población, los elementos pesados (los más pesados que el hidrógeno y el helio) representan 1— 4% de la masa estelar total. Las estrellas de la población II en el halo galáctico externo y en los cúmulos globulares tienen abundancias mucho menores de los elementos pesados, a menudo menos de una centésima parte de las concentraciones que se encuentran en el Sol y en raras ocasiones incluso menores. La estrella II de población más antigua descubierta hasta la fecha tiene menos de una diezmillonésima parte de hierro que el Sol, por ejemplo.
Como comentamos en capítulos anteriores, los elementos pesados se crean en lo profundo de los interiores de las estrellas. Se suman a las reservas de materia prima de la Galaxia cuando mueren las estrellas, y su material se recicla en nuevas generaciones de estrellas. Así, a medida que pasa el tiempo, las estrellas nacen con suministros cada vez más grandes 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. Población I las estrellas se formaron más tarde, luego de que la masa perdida por miembros moribundos de las primeras generaciones de estrellas hubiera sembrado el medio interestelar con elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Algunos todavía se están formando ahora, cuando más generaciones se han sumado al suministro de elementos más pesados disponibles para nuevas estrellas.
El mundo real
Con raras excepciones, nunca debemos confiar en ninguna teoría que divida al mundo en solo dos categorías. Si bien pueden proporcionar un punto de partida para hipótesis y experimentos, a menudo son simplificaciones excesivas que necesitan refinamiento y continúan las investigaciones. 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 limpiamente separadas en términos de sus ubicaciones, edades y el contenido de elementos pesados de las estrellas dentro de ellas.
La definición exacta del disco de la Galaxia depende de qué objetos usemos para definirlo, y, como vimos antes, no tiene límite agudo. Las estrellas jóvenes más calientes y sus nubes de gas y polvo asociadas se encuentran en su mayoría en una región de aproximadamente 200 años luz de espesor. Las estrellas más viejas definen un disco más grueso que tiene aproximadamente 2000 años luz de espesor. Las estrellas Halo pasan la mayor parte de su tiempo alto por encima o por debajo del disco pero pasan a través de él en sus órbitas altamente elípticas y así a veces se encuentran relativamente cerca del Sol.
La mayor densidad de estrellas se encuentra en el bulto central, esa región interna en forma de barra de la Galaxia. Hay algunas estrellas calientes y jóvenes en el bulto, pero la mayoría de las estrellas abultadas tienen más de 10 mil millones de años. Sin embargo, a diferencia de las estrellas halo de edad similar, la abundancia de elementos pesados en las estrellas abultadas es aproximadamente la misma que en el Sol. ¿Por qué sería eso?
Los astrónomos piensan que la formación estelar en la abarrotada protuberancia nuclear ocurrió muy rápidamente justo después de que se formó la Vía Láctea. Después de unos pocos millones de años, la primera generación de estrellas masivas y de corta duración luego expulsó elementos pesados en explosiones de supernova y con ello enriqueció a las generaciones posteriores de estrellas. Así, incluso las estrellas que se formaron en el bulto hace más de 10 mil 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 abarrotada, y la formación estelar se ha producido con bastante lentitud. Como resultado ha habido, hasta el momento, relativamente pocas explosiones de supernova. Las galaxias más pequeñas también tienen más problemas para aferrarse al gas expulsado por las explosiones de supernova para reciclarlo. Las galaxias de baja masa ejercen solo una modesta fuerza gravitacional, y el gas de alta velocidad expulsado por las supernovas puede escapar fácilmente de ellas.
De qué elementos está dotada una estrella depende así no sólo de cuándo se formó la estrella en la historia de su galaxia, sino también de cuántas estrellas en su parte de la galaxia ya habían completado sus vidas para cuando la estrella esté lista para formarse.
Conceptos clave y resumen
Podemos dividir aproximadamente las estrellas de la Galaxia en dos categorías. Las estrellas viejas con pocos elementos pesados se conocen como 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 estrellas de cúmulo globular y halo, suelen ser más jóvenes y se encuentran en el disco, y se concentran especialmente en los brazos espirales. El Sol es miembro de la población I. Las estrellas de la población I se formaron después de que generaciones anteriores de estrellas habían producido elementos pesados y los expulsaron al medio interestelar. Las estrellas abultadas, la mayoría de las cuales tienen más de 10 mil millones de años de antigüedad, tienen cantidades inusualmente altas de elementos pesados, presumiblemente porque había muchas estrellas masivas de primera generación en esta densa región, y estas rápidamente sembraron las siguientes generaciones de estrellas con elementos más pesados.
Glosario
- Población I estrella
- una estrella que contiene elementos pesados; típicamente jóvenes y encontrados en el disco
- población II estrella
- una estrella con muy baja abundancia de elementos pesados; que se encuentra en toda la Galaxia