Poblaciones estelares

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Las estrellas se pueden dividir por composición química en dos grandes clases, llamadas población I y población II . En 1978 se agregó una clase adicional llamada Población III . [1]

Las estrellas de población I se observan principalmente en los discos de galaxias espirales , mientras que las estrellas de población II se encuentran principalmente en halos galácticos y cúmulos globulares [2] . El Sol es una estrella de población I [2] . A la población I pertenecen las estrellas más jóvenes que contienen los elementos pesados ​​producidos en las estrellas de la población II y luego dispersos en el medio interestelar después del final de su existencia; La Población II incluye estrellas viejas formadas poco después del Big Bang , que tienen una cantidad muy pequeña de elementos más pesados ​​que el helio (llamado metalicidad ).

Historia de los descubrimientos

En 1943 Walter Baade , un astrónomo nacido en Alemania que trabajaba en el observatorio Mount Wilson cerca de Pasadena en el condado de Los Ángeles , California , aprovechó los oscurecimientos causados ​​por la Segunda Guerra Mundial para observar la galaxia de Andrómeda y sus satélites . Descubrió que dos de ellas, las galaxias M32 y M110 , estaban compuestas por poblaciones estelares similares a las que forman los cúmulos globulares que rodean la Vía Láctea [3] .

De hecho, sin embargo, en el resumen del artículo de Bade de 1944 se informa que la subdivisión en dos grupos de población se remonta a un trabajo del astrónomo Jan Oort de 1926 : "Los dos tipos de poblaciones estelares habían sido reconocidos entre las estrellas de nuestra propia galaxia por Oort ya en 1926 " [3] .

Entonces, Baade se dio cuenta de que era posible distinguir dos poblaciones diferentes de estrellas: las de la población I, que incluyen el Sol y las estrellas cercanas al Sol, y las de la población II, que incluyen las presentes en los cúmulos globulares. Las estrellas de población I están presentes en cúmulos abiertos donde, típicamente, las estrellas más brillantes son estrellas de clase espectral O o B. Las estrellas de población II, comunes en cúmulos globulares y en el centro galáctico , son a menudo cefeidas de período corto. Las estrellas más brillantes del segundo tipo son supergigantes rojas de clase espectral M, en lugar de estrellas de clase O o B [3] . Las estrellas de la población II abundan en las galaxias elípticas , mientras que en las galaxias espirales las estrellas de la población I están presentes principalmente en el disco mientras que las de la población II abundan en el halo galáctico y en los cúmulos globulares [3] .

Sin embargo, fue solo en los años setenta y ochenta , siguiendo los trabajos de Albert Edward Whitford [4] [5] y Michael Rich [6] , que se entendió que el factor fundamental que distinguía a las dos poblaciones estelares era la metalicidad : las estrellas de la población II tienen metalicidades bajas o muy bajas, mientras que los de la población I tienen metalicidades altas o muy altas.

Clasificación química

Población II

Las estrellas de población II son estrellas relativamente pobres en metales. Es importante subrayar que se trata de una pobreza relativa dado que incluso los objetos ricos en metales tienen un porcentaje muy pequeño de elementos más pesados ​​que el helio y están compuestos en su mayoría por este último elemento e hidrógeno . Sin embargo, las estrellas pobres en metales tienen un porcentaje aún menor porque son objetos muy antiguos que se formaron en el universo temprano, cuando contenía fracciones muy pequeñas de elementos distintos del hidrógeno y el helio. El porcentaje de metales en las estrellas de la población II es en promedio alrededor del 0,1% frente a un porcentaje del 2-3% de las estrellas de la población I [7] .

El cúmulo globular M80 . Los cúmulos globulares consisten en estrellas viejas de población II que son pobres en metales.

Una característica interesante de las estrellas de población II es que, a pesar de su baja metalicidad, tienen una tasa relativamente alta de elementos alfa (es decir, elementos cuyos isótopos más importantes tienen un número de masa múltiplo de 4), como el oxígeno , el silicio y el neón con respecto a estrellas de población I. Se ha propuesto que esta particularidad se debe a que en el momento de la formación de las estrellas de población II las principales contribuciones al enriquecimiento metálico del medio interestelar fueron las supernovas tipo II , mientras que el enriquecimiento debido a las supernovas Ia ocurrieron en períodos posteriores [8] [9] . De hecho, las supernovas de tipo II dispersan principalmente oxígeno, neón y magnesio en el medio interestelar, pero pequeñas cantidades de hierro. En cambio, las supernovas de tipo Ia dispersan grandes cantidades de hierro y cantidades más modestas de magnesio y oxígeno [10] .

Las estrellas de la población II suelen exhibir movimientos propios elevados, más altos que los de la población I. Las diferencias cinemáticas entre las dos poblaciones son causadas por las diferentes órbitas descritas alrededor del centro galáctico . Las estrellas de población I describen órbitas similares a las del Sol, es decir, órbitas casi circulares confinadas al plano galáctico . Por tanto, su velocidad relativa con respecto al Sol es baja y, en consecuencia, su movimiento propio no es elevado. Las estrellas de población II, en cambio, describen órbitas elípticas e inclinadas o muy inclinadas con respecto al plano galáctico, dada su pertenencia al halo galáctico. Por tanto, su velocidad relativa con respecto al Sol es alta. Esto se debe al diferente tipo de órbita descrita y no necesariamente a una velocidad orbital diferente en comparación con la del Sol y otras estrellas de la población I [11] .

Los científicos han investigado las estrellas de población II en varias investigaciones. Han hecho posible descubrir algunas estrellas extremadamente pobres en metales como la estrella de Sneden [12] , la estrella de Cayrel [13] , BD + 17 ° 3248 [14] y tres de las estrellas más antiguas conocidas hasta ahora: HE 0107-5240 [ 15] , HE 1327-2326 [16] y HE 1523-0901 [17] . La estrella Caffau , cuando se descubrió en 2011 como parte del programa Sloan Digital Sky Survey , era la estrella de metal más pobre conocida [18] . Sin embargo, en febrero de 2014 se anunció el descubrimiento del SMSS J031300.36-670839.3 , que al tener un porcentaje de metales 10 millones de veces menor que el del Sol, resultó ser aún más pobre en metales que el anterior. También es la estrella más antigua conocida: probablemente se formó sólo 100 millones de años después del Big Bang [19] . HD 122563 (un gigante ) y HD 140283 (un subgigante ) tienen una pobreza menos extrema de metales, pero son más brillantes y, por lo tanto, conocidos por más tiempo [20] [21] .

Población I

La próxima generación de estrellas, las de la población I, surgió de nubes de gas contaminadas por metales producidos por estrellas de población II y liberadas al medio interestelar por estas estrellas después del final de su existencia. Cuando una estrella muere, libera parte del material del que está hecha a través de la explosión de una supernova o la formación de una nebulosa planetaria . Dado que en el transcurso de su existencia la estrella ha producido varios elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio, los materiales que libera al medio interestelar serán más ricos en metales que los que formaron la nube de la que nació. Dichos materiales expulsados ​​de la estrella moribunda y ricos en metales se mezclarán con las nubes de las que nacen nuevas estrellas. Estas estrellas más jóvenes, por tanto, tendrán un porcentaje mayor de metales que las de la generación anterior. El Sol es una de estas estrellas de segunda generación [22] .

Imagen artística de μ Arae , una población rica en metales que protagonizo

Con la misma masa, las estrellas de la población I son menos brillantes que las estrellas de la población II. Esto se debe a que los metales presentes en su interior absorben parte de los fotones producidos, haciéndolos más opacos. Como resultado, se libera menos energía y la estrella es menos brillante. Dado que los metales tienden a absorber principalmente las frecuencias más cortas (azul), para la misma masa las estrellas de la población I son más rojas y menos calientes que las de la población II [23] . Sin embargo, manteniendo una cierta longitud de onda fija en el diagrama de Hertzsprung-Russell, las estrellas de la población I de la secuencia principal son aproximadamente una magnitud más brillantes que las de la población II, que por lo tanto, colocadas bajo la secuencia principal, se denominan subenanas [23]. . De hecho, aunque para la misma masa las estrellas de la población II son más brillantes, tomando una cierta longitud de onda en el diagrama HR, las estrellas de la población II de ese color serán menos masivas que las estrellas correspondientes de la población I (de hecho, son más azules estrellas de población que tienen su propia masa). Al ser menos masivas, también son menos brillantes que las estrellas de población I de su propio color [23] .

La alta metalicidad de las estrellas de población I hace que sea más probable que posean un sistema planetario , ya que los planetas , especialmente los terrestres , están formados por la acumulación de metales [24] .

En la Vía Láctea , la metalicidad tiende a ser más alta cerca del centro galáctico y a disminuir a medida que te alejas de él. El gradiente de metalicidad se atribuye a la densidad de estrellas en el centro galáctico. A medida que hay más estrellas cerca del centro galáctico, con el tiempo, se han liberado más metales en el medio interestelar y se han incorporado a nuevas estrellas [25] [26] . Un mecanismo similar explica por qué las galaxias grandes generalmente tienen una metalicidad más alta que las pequeñas. Un ejemplo obvio es el de las Nubes de Magallanes , dos pequeñas galaxias irregulares , que orbitan nuestra Vía Láctea como satélites: la Gran Nube de Magallanes tiene una metalicidad que asciende aproximadamente al 40% de la de la Vía Láctea, mientras que la Pequeña Nube de Magallanes tiene una metalicidad del 10% [27] . Las estrellas de población II en las cercanías del Sol son bastante raras, mientras que las estrellas de población I forman la mayoría de las estrellas visibles a simple vista desde la Tierra .

Dadas estas características, las técnicas para distinguir las dos poblaciones estelares se basan en el movimiento propio, la posición en la galaxia, la edad, la composición química y la posición en el diagrama de Hertzsprung-Russell (que a su vez depende de observables como la luminosidad y la temperatura de color ).

Distinciones más finas

La distinción de estrellas en solo dos poblaciones sobre la base de su metalicidad es en realidad simplista. De hecho, podemos organizar las estrellas en un continuo colocando las estrellas muy pobres en metales y las estrellas más ricas en los dos extremos: todos los grados intermedios son posibles. Por lo tanto, era necesaria una distinción más fina que la inicial en solo dos poblaciones. Se desarrolló con motivo de una importante conferencia celebrada en el Vaticano en Roma en 1957 , que dio lugar a una clasificación más detallada de las poblaciones, a través de la subdivisión de las dos poblaciones originales en un esquema que comprende cuatro categorías de objetos, que califican mejor la diferencias entre las dos poblaciones originales, las estrellas ricas y las pobres en metales [28] . Esta distinción más fina está de acuerdo con la hipótesis de que la Vía Láctea se formó a partir del colapso de una nube de gas casi esférica que giraba lentamente sobre sí misma y se aplanaba para formar un disco delgado y que giraba más rápido [29] . Las estrellas del halo, de población II y más antiguas, formaban parte de la nube casi esférica antes de su aplanamiento, mientras que las estrellas de la población I más joven se formaron cuando la nube ahora se había aplanado en el disco. Las cuatro poblaciones de estrellas identificadas son las siguientes [28] :

Las poblaciones estelares
  • Población I o población del disco delgado : las poblaciones de estrellas presentes en los brazos espirales de la Vía Láctea son las más jóvenes y por tanto las más ricas en metales. Las regiones HI y las nubes moleculares también se concentran en los brazos espirales, en los que están en marcha los procesos de formación de estrellas de nuestra galaxia. En los brazos se pueden observar los racimos abiertos , las asociaciones OB así como el T-Tauri . Entre las estrellas en avanzado estado de evolución se encuentran las supergigantes y las cefeidas de tipo I. El grosor del disco delgado es de aproximadamente 100 pc y gira alrededor del centro galáctico a una velocidad de aproximadamente 220 km / s. Sin embargo, dado que los procesos de formación de estrellas comenzaron hace 10 mil millones de años en el disco delgado, también están presentes estrellas viejas con bajo contenido de metales. La masa total del disco delgado es de alrededor de 60 mil millones de M ☉ [28] .
  • Población II intermedia o población del disco grueso : las estrellas que se ubican a una altura de 1 - 1,5 kpc del plano galáctico pertenecen a esta población. Algunas estrellas representativas de esta población son las variables Mira con un período entre 150 y 200 días y las variables RR Lyrae con una metalicidad superior a [Fe / H] = −1 [30] . Originalmente las estrellas de esta población se asimilaban a las del halo, pero hoy se cree que están más relacionadas con las del disco fino que con las del halo: la metalicidad media de las estrellas del disco suele estar en hecho [Fe / H] = −0,6, mientras que el de las estrellas halo es marcadamente más bajo [28] . La masa total del disco suele rondar los mil millones de M ☉ [28] . Probablemente no haya una distinción clara entre discos delgados y gruesos, sino una especie de continuidad.
  • Población del núcleo galáctico : los procesos de formación de estrellas en el núcleo galáctico han sido muy intensos en el pasado debido a la alta concentración de materia y aún no se han detenido. En consecuencia, en el núcleo se pueden observar tanto estrellas muy viejas como jóvenes y, en consecuencia, estrellas con una metalicidad muy baja y estrellas con una metalicidad superior a la del Sol ( −3 <[Fe / H] <0,3 [31] ). El núcleo galáctico gira a una velocidad de 180 km / sy tiene una masa de aproximadamente 20 mil millones de M ☉ , un tercio de la del disco delgado [28] .
  • Población extrema o halo II : esta población incluye estrellas pertenecientes a cúmulos globulares y estrellas de alta velocidad. Es la población más antigua de nuestra galaxia y, en consecuencia, tiene una metalicidad muy baja ( −3 <[Fe / H] <−1 ) [28] . La masa total del halo es de aproximadamente mil millones de M ☉ [28] . En realidad, el halo parece tener una estructura más compleja, ya que algunos cúmulos globulares se formaron en las primeras etapas de la existencia de la galaxia, mientras que otros fueron heredados de galaxias enanas engullidas por la Vía Láctea o son núcleos de galaxias satélites interrumpidas por la fuerza de la gravedad ejercida por nuestra galaxia [28] [32] .

Población III

Las estrellas más antiguas conocidas, de la población II, son bajas en metales. Sin embargo, todas las estrellas observadas tienen un porcentaje de metales, aunque bajo. Dado que en el Big Bang los únicos elementos producidos fueron hidrógeno y helio (además de trazas de litio -7), la presencia de metales en todas las estrellas observadas es un problema ya que no se explica su origen. Para solucionar este problema se ha postulado una generación de estrellas, ahora extintas y más antiguas que la de las estrellas de la población II, a la que se ha denominado población III [33] . Estas estrellas, en el momento de su formación, estaban completamente desprovistas de metales; al final de su existencia, sin embargo, dispersaron los metales producidos por ellos en las últimas etapas de su evolución en el medio interestelar. Estos metales luego se fusionaron en las nubes de gas a partir de las cuales se formaron las estrellas de la población II. Se ha obtenido evidencia indirecta de la existencia de estrellas de población III mediante el uso de galaxias muy distantes como lentes gravitacionales [34] . Se cree que estas estrellas han desencadenado procesos de reionización , es decir, ionización de los gases que se habían combinado después del Big Bang, cuando la temperatura bajó lo suficiente como para permitir la combinación de protones y electrones en átomos [35] [36] [37] . Según algunas teorías, hubo dos generaciones de estrellas de población III [38] .

Imagen artística de estrellas primitivas, 400 millones de años después del Big Bang .

En cuanto a la masa de las estrellas de la población III, existe discusión entre los estudiosos. Según una primera teoría desarrollada en base a modelos informáticos de formación estelar , la virtual ausencia de metales y la alta temperatura del medio interestelar en las primeras etapas de la vida del universo después del Big Bang habrían favorecido la existencia de estrellas mucho más masivas que los visibles hoy. Las estrellas típicas de la población III habrían tenido una masa de varios cientos de M ☉ , mucho mayor, por lo tanto, que la de las estrellas existentes en la actualidad [39] [40] . Esta hipótesis está respaldada por el análisis químico de algunos cúmulos globulares vinculados a galaxias lenticulares que lleva a pensar que se han enriquecido con metales por supernovas con inestabilidad de pares , típicamente asociados a estrellas muy masivas (130 - 250 M ☉ ) [41 ] . Además, tal teoría explicaría por qué hasta ahora la búsqueda de estrellas de población III, desprovistas de metales, ha dado resultados negativos: su gran masa las habría llevado a terminar su existencia en unos pocos millones de años. La existencia de grupos de enanas rojas y enanas marrones desprovistos de metalicidad, cuya formación habría sido inducida por supernovas para emparejar la inestabilidad [42] , se ha propuesto como una posible explicación de la materia oscura [43] [44] , pero la investigación de estos y otros MACHO a través de lentes gravitacionales han dado hasta ahora resultados negativos [45] .

Según una teoría alternativa basada en la observación de estrellas de población II muy pobres en metales que se cree derivan de estrellas de población III, estas estrellas habrían tenido una masa entre 20 y 130 M ☉ , comparable a las de las más masivas. estrellas que existen en la actualidad [46] . Finalmente, según una teoría intermedia, las primeras estrellas pueden haber sido estrellas muy masivas rodeadas por varias estrellas de menor masa [47] [48] .

Si la primera teoría, a saber, la que asume que las estrellas de la población III eran extremadamente masivas, es correcta, entonces las estrellas de la población III agotaron su combustible nuclear en unos pocos millones de años: aquellas que tienen una masa entre 130 - 250 M ☉ explotaron en supernovas en inestabilidad del par, dispersando sus metales en el medio interestelar. Las estrellas demasiado masivas para producir un par de supernova inestable (> 250 M ☉ ) colapsaron directamente en agujeros negros a través de un proceso conocido como fotodisintegración , pero parte de la materia puede haber escapado del colapso en forma de chorros relativistas , para contaminar. metales en el medio circundante [49] [50] . Dado que todas fueron destruidas unos cientos de millones de años después del Big Bang, se pudieron observar estrellas de población III en galaxias más distantes, cuya luz se originó en las primeras etapas de la existencia del universo.

Posible resplandor producido por las estrellas de Población III capturadas por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA .

La búsqueda de estrellas de población III para confirmar o invalidar la hipótesis de su existencia es una de las áreas de investigación activas en astronomía. El descubrimiento de estrellas pertenecientes a la población III es uno de los objetivos del edificio del Telescopio Espacial James Webb [51] . Un método para su descubrimiento podría ser eliminar todas las estrellas y galaxias en primer plano de las imágenes de campo amplio para capturar la luz emitida por estas estrellas primordiales en el fondo. Se han realizado intentos en esta dirección utilizando imágenes del Telescopio Espacial Spitzer con resultados controvertidos [52] [53] [54] . Sin embargo, se ha sugerido que las supernovas SN 2006gy y SN 2007bi podrían ser supernovas inestables en pareja generadas por estrellas supermasivas de población III. Se ha especulado que tales estrellas pueden haberse formado relativamente recientemente en galaxias enanas que contienen gas primordial libre de metales. Las supernovas pasadas que ocurrieron en estas galaxias habrían expulsado los materiales ricos en metales a velocidades tales como para escapar de la gravedad de la galaxia, manteniendo así los porcentajes de metales presentes en el gas muy bajos [55] .

Nota

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