Población estelar
Agrupación de estrellas por metalicidad similar
Concepción artística de la estructura espiral de la Vía Láctea que muestra las categorías generales de población de Baade. Las regiones azules de los brazos espirales están compuestas por las estrellas más jóvenes de población I, mientras que las estrellas amarillas del bulbo central son las estrellas más viejas de población II. En realidad, muchas estrellas de población I también se encuentran mezcladas con las estrellas más viejas de población II.

En 1944 , Walter Baade clasificó los grupos de estrellas dentro de la Vía Láctea en poblaciones estelares . En el resumen del artículo de Baade, reconoce que Jan Oort concibió originalmente este tipo de clasificación en 1926. [1]

Baade observó que las estrellas más azules estaban fuertemente asociadas con los brazos espirales, y las estrellas amarillas dominaban cerca del bulbo galáctico central y dentro de los cúmulos estelares globulares . [2] Se definieron dos divisiones principales como estrellas de población I y población II , con otra división hipotética más nueva llamada población III agregada en 1978.

Entre los tipos de población, se encontraron diferencias significativas en sus espectros estelares individuales observados. Más tarde se demostró que estas eran muy importantes y posiblemente estaban relacionadas con la formación de estrellas, la cinemática observada , [3] la edad estelar e incluso la evolución de las galaxias tanto en galaxias espirales como elípticas . Estas tres clases de población simples dividieron de manera útil a las estrellas por su composición química o metalicidad . [4] [5] [3]

Por definición, cada grupo de población muestra la tendencia en la que un menor contenido de metales indica una mayor edad de las estrellas. Por lo tanto, las primeras estrellas del universo (contenido de metales muy bajo) se consideraron población III, las estrellas antiguas (baja metalicidad) población II y las estrellas recientes (alta metalicidad) población I. [6] El Sol se considera población I, una estrella reciente con una metalicidad relativamente alta del 1,4%. Nótese que la nomenclatura astrofísica considera cualquier elemento más pesado que el helio como un "metal", incluidos los no metales químicos como el oxígeno. [7]

Desarrollo estelar

La observación de los espectros estelares ha revelado que las estrellas más antiguas que el Sol tienen menos elementos pesados ​​en comparación con el Sol. [3] Esto sugiere inmediatamente que la metalicidad ha evolucionado a través de las generaciones de estrellas mediante el proceso de nucleosíntesis estelar .

Formación de las primeras estrellas

Según los modelos cosmológicos actuales, toda la materia creada en el Big Bang estaba formada principalmente por hidrógeno (75%) y helio (25%), con sólo una fracción muy pequeña formada por otros elementos ligeros como el litio y el berilio . [8] Cuando el universo se hubo enfriado lo suficiente, las primeras estrellas nacieron como estrellas de población III, sin ningún metal más pesado contaminante. Se postula que esto afectó a su estructura de modo que sus masas estelares llegaron a ser cientos de veces mayores que la del Sol. A su vez, estas estrellas masivas también evolucionaron muy rápidamente, y sus procesos nucleosintéticos crearon los primeros 26 elementos (hasta el hierro en la tabla periódica ). [9]

Muchos modelos estelares teóricos muestran que la mayoría de las estrellas de población III de alta masa agotaron rápidamente su combustible y probablemente explotaron en supernovas de inestabilidad de pares extremadamente energéticas . Esas explosiones habrían dispersado completamente su material, expulsando metales al medio interestelar (ISM), para ser incorporados a las generaciones posteriores de estrellas. Su destrucción sugiere que no debería ser observable ninguna estrella galáctica de población III de alta masa. [10] Sin embargo, algunas estrellas de población III podrían verse en galaxias de alto corrimiento al rojo cuya luz se originó durante la historia anterior del universo. [11] Los científicos han encontrado evidencia de una estrella ultra pobre en metales extremadamente pequeña , ligeramente más pequeña que el Sol, encontrada en un sistema binario de los brazos espirales de la Vía Láctea . El descubrimiento abre la posibilidad de observar estrellas incluso más antiguas. [12]

Las estrellas demasiado masivas para producir supernovas con inestabilidad de pares probablemente se habrían colapsado en agujeros negros a través de un proceso conocido como fotodesintegración . Aquí, algo de materia podría haber escapado durante este proceso en forma de chorros relativistas , y esto podría haber distribuido los primeros metales en el universo. [13] [14] [a]

Formación de las estrellas observadas

Las estrellas más antiguas observadas hasta ahora, [10] conocidas como población II, tienen metalicidades muy bajas; [16] [6] a medida que nacieron generaciones subsiguientes de estrellas, se fueron enriqueciendo más con metales, ya que las nubes gaseosas de las que se formaron recibieron el polvo rico en metales fabricado por generaciones anteriores de estrellas de la población III.

A medida que esas estrellas de población II morían, devolvían material enriquecido con metales al medio interestelar a través de nebulosas planetarias y supernovas, enriqueciendo aún más las nebulosas, a partir de las cuales se formaron las estrellas más nuevas. Estas estrellas más jóvenes, incluido el Sol , tienen, por lo tanto, el mayor contenido de metales y se conocen como estrellas de población I.

Clasificación química de Walter Baade

Estrellas de población I

Población I de la estrella Rigel con la nebulosa de reflexión IC 2118

Las estrellas de población I son estrellas jóvenes con la metalicidad más alta de las tres poblaciones y se encuentran más comúnmente en los brazos espirales de la Vía Láctea. El Sol se considera una estrella de población I intermedia, mientras que μ Arae , similar al Sol, es mucho más rica en metales. [17] (El término "estrella rica en metales" se utiliza para describir estrellas con una metalicidad significativamente mayor que la del Sol; mayor de lo que se puede explicar por un error de medición).

Las estrellas de la población I suelen tener órbitas elípticas regulares del centro galáctico , con una velocidad relativa baja . Anteriormente se planteó la hipótesis de que la alta metalicidad de las estrellas de la población I las hace más propensas a poseer sistemas planetarios que las otras dos poblaciones, porque se cree que los planetas , particularmente los planetas terrestres , se forman por la acreción de metales. [18] Sin embargo, las observaciones de los datos del Telescopio Espacial Kepler han encontrado planetas más pequeños alrededor de estrellas con un rango de metalicidades, mientras que solo los planetas gigantes gaseosos potenciales más grandes se concentran alrededor de estrellas con metalicidad relativamente mayor, un hallazgo que tiene implicaciones para las teorías de formación de gigantes gaseosos. [19] Entre las estrellas de la población intermedia I y la población II se encuentra la población de discos intermedios.

Estrellas de población II

La Vía Láctea. Las estrellas de población II se encuentran en el bulbo galáctico y en los cúmulos globulares.
Impresión artística de un campo de estrellas de población III 100 millones de años después del Big Bang .

Las estrellas de población II, o pobres en metales, son aquellas que tienen relativamente pocos elementos más pesados ​​que el helio. Estos objetos se formaron durante una época anterior del universo. Las estrellas de población II intermedias son comunes en el bulbo cerca del centro de la Vía Láctea , mientras que las estrellas de población II que se encuentran en el halo galáctico son más antiguas y, por lo tanto, más deficientes en metales. Los cúmulos globulares también contienen un gran número de estrellas de población II. [20]

Una característica de las estrellas de población II es que a pesar de su menor metalicidad general, a menudo tienen una mayor proporción de " elementos alfa " (elementos producidos por el proceso alfa , como el oxígeno y el neón ) en relación con el hierro (Fe) en comparación con las estrellas de población I; la teoría actual sugiere que esto es el resultado de que las supernovas de tipo II son contribuyentes más importantes al medio interestelar en el momento de su formación, mientras que el enriquecimiento de metales de las supernovas de tipo Ia se produjo en una etapa posterior del desarrollo del universo. [21]

Los científicos han apuntado a estas estrellas más antiguas en varios estudios diferentes, incluido el estudio de prisma objetivo HK de Timothy C. Beers et al . [22] y el estudio Hamburg- ESO de Norbert Christlieb et al., [23] originalmente iniciado para cuásares débiles . Hasta ahora, han descubierto y estudiado en detalle alrededor de diez estrellas ultra pobres en metales (UMP) (como la estrella de Sneden , la estrella de Cayrel , BD +17° 3248 ) y tres de las estrellas más antiguas conocidas hasta la fecha: HE 0107-5240 , HE 1327-2326 y HE 1523-0901 . La estrella de Caffau fue identificada como la estrella más pobre en metales hasta ahora cuando se encontró en 2012 utilizando datos del Sloan Digital Sky Survey . Sin embargo, en febrero de 2014 se anunció el descubrimiento de una estrella con una metalicidad aún menor, SMSS J031300.36-670839.3, localizada con la ayuda de los datos del sondeo astronómico SkyMapper . Menos extremas en su deficiencia de metales, pero más cercanas y brillantes y, por lo tanto, más conocidas, son HD 122563 (una gigante roja ) y HD 140283 (una subgigante ).

Estrellas de población III

Posible resplandor de estrellas de población III fotografiado por el telescopio espacial Spitzer de la NASA

Las estrellas de población III [24] son ​​una población hipotética de estrellas extremadamente masivas, luminosas y calientes que prácticamente no tienen "metales" , excepto posiblemente material eyectado entremezclado de otras supernovas cercanas de población III temprana. El término fue introducido por primera vez por Neville J. Woolf en 1965. [25] [26] Es probable que tales estrellas hayan existido en el universo muy temprano (es decir, a un alto corrimiento al rojo) y pueden haber iniciado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno , que son necesarios para la formación posterior de planetas y la vida tal como la conocemos. [27] [28]

La existencia de estrellas de población III se infiere de la cosmología física , pero aún no se han observado directamente. Se ha encontrado evidencia indirecta de su existencia en una galaxia con lente gravitacional en una parte muy distante del universo. [29] Su existencia puede explicar el hecho de que los elementos pesados, que no podrían haberse creado en el Big Bang , se observen en los espectros de emisión de cuásares . [9] También se cree que son componentes de galaxias azules débiles . Estas estrellas probablemente desencadenaron el período de reionización del universo , una importante transición de fase del gas hidrógeno que compone la mayor parte del medio interestelar. Las observaciones de la galaxia UDFy-38135539 sugieren que puede haber jugado un papel en este proceso de reionización. El Observatorio Europeo Austral descubrió una bolsa brillante de estrellas de población temprana en la galaxia muy brillante Cosmos Redshift 7 del período de reionización alrededor de 800 millones de años después del Big Bang, en z = 6,60 . El resto de la galaxia tiene algunas estrellas de población II posteriores más rojas. [27] [30] Algunas teorías sostienen que hubo dos generaciones de estrellas de población III. [31]

Impresión artística de las primeras estrellas, 400 millones de años después del Big Bang

La teoría actual está dividida sobre si las primeras estrellas eran muy masivas o no. Una posibilidad es que estas estrellas fueran mucho más grandes que las estrellas actuales: varios cientos de masas solares , y posiblemente hasta 1000 masas solares. Tales estrellas tendrían una vida muy corta y durarían solo entre 2 y 5 millones de años. [32] Estas estrellas grandes pueden haber sido posibles debido a la falta de elementos pesados ​​y un medio interestelar mucho más cálido del Big Bang. [ cita requerida ] Por el contrario, las teorías propuestas en 2009 y 2011 sugieren que los primeros grupos de estrellas podrían haber consistido en una estrella masiva rodeada de varias estrellas más pequeñas. [33] [34] [35] Las estrellas más pequeñas, si permanecieron en el cúmulo de nacimiento, acumularían más gas y no podrían sobrevivir hasta nuestros días, pero un estudio de 2017 concluyó que si una estrella de 0,8 masas solares ( M ☉ ) o menos fuera expulsada de su cúmulo de nacimiento antes de que acumulara más masa, podría sobrevivir hasta nuestros días, posiblemente incluso en nuestra galaxia, la Vía Láctea. [36]

El análisis de datos de estrellas de población II con metalicidad extremadamente baja , como HE 0107-5240 , que se cree que contienen los metales producidos por las estrellas de población III, sugiere que estas estrellas libres de metales tenían masas de 20~130 masas solares. [37] Por otro lado, el análisis de cúmulos globulares asociados con galaxias elípticas sugiere que las supernovas de inestabilidad de pares , que normalmente se asocian con estrellas muy masivas, fueron responsables de su composición metálica . [38] Esto también explica por qué no se han observado estrellas de baja masa con metalicidad cero , a pesar de los modelos construidos para estrellas de población III más pequeñas. [39] [40] Los cúmulos que contienen enanas rojas o enanas marrones de metalicidad cero (posiblemente creadas por supernovas de inestabilidad de pares [16] ) se han propuesto como candidatos a materia oscura , [41] [42] pero las búsquedas de este tipo de MACHO a través de microlente gravitacional han producido resultados negativos. [ cita requerida ]

Las estrellas de población III se consideran semillas de agujeros negros en el universo primitivo. A diferencia de las semillas de agujeros negros de gran masa , como los agujeros negros de colapso directo , habrían producido agujeros negros ligeros. Si hubieran podido crecer hasta masas mayores que las esperadas, entonces podrían haber sido cuasiestrellas , otras semillas hipotéticas de agujeros negros pesados ​​que habrían existido en el desarrollo temprano del universo antes de que el hidrógeno y el helio fueran contaminados por elementos más pesados.

La detección de estrellas de la población III es un objetivo del telescopio espacial James Webb de la NASA . [43]

El 8 de diciembre de 2022, los astrónomos informaron sobre la posible detección de estrellas de la Población III, en una galaxia de alto corrimiento al rojo llamada RX J2129–z8He II. [44] [45]

Véase también

Notas

  1. ^ Se ha propuesto que las supernovas recientes SN 2006gy y SN 2007bi pueden haber sido supernovas de inestabilidad de pares donde explotaron estrellas supermasivas de población III. Clark (2010) especula que estas estrellas podrían haberse formado hace relativamente poco tiempo en galaxias enanas , ya que contienen principalmente materia interestelar primordial libre de metales . Las supernovas pasadas en estas pequeñas galaxias podrían haber expulsado su contenido rico en metales a velocidades lo suficientemente altas como para que escaparan de la galaxia, manteniendo el contenido de metales de las pequeñas galaxias muy bajo. [15]

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  45. ^ Callaghan, Jonathan (30 de enero de 2023). "Los astrónomos dicen haber descubierto las primeras estrellas del universo. La teoría sostiene que las estrellas de la "población III" trajeron luz al cosmos. Es posible que el telescopio espacial James Webb las haya vislumbrado". Quanta Magazine . Consultado el 31 de enero de 2023 .

Lectura adicional

  • Gibson, B. K.; et al. (2013). «Review: Galactic Chemical Evolution» (PDF) . Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . Archivado desde el original (PDF) el 20 de enero de 2021. Consultado el 17 de abril de 2018 .
  • Ferris, Timothy (1988). La madurez en la Vía Láctea . William Morrow & Co., pág. 512. ISBN 978-0-688-05889-0.
  • Kippenhahn, Rudolf (1993). 100 mil millones de soles: el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08781-8– a través de Google Books.
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