Un “estudio genético” de la galaxia

Se demuestra que las estrellas del abultamiento galáctico y las del disco contienen diferentes abundancias de oxígeno.
Vía Astroseti

Observando en detalle la composición de las estrellas con el VLT de ESO, los astrónomos están logrando una mirada fresca sobre la historia de nuestra galaxia hogar, la Vía Láctea. Revelan que la parte central de nuestra galaxia se formó no solamente en forma muy rápida, sino que también lo hizo en forma independiente del resto.

“Por primera vez, hemos establecido claramente una “diferencia genética” entre las estrellas del disco y las del abultamiento de nuestra galaxia”, dijo Manuela Zoccali, autora principal del artículo que presenta los resultados en la revista Astronomy and Astrophysics [1]. “A partir de esto inferimos que el abultamiento debe haberse formado más rápidamente que el disco, probablemente en menos de mil millones de años y cuando el universo era todavía muy joven”.
La Vía Láctea es una galaxia espiral con brazos con forma de molinete de gas, polvo y estrellas que se localizan en un disco achatado y se extienden directamente desde un núcleo esférico de estrellas en la región central. A este núcleo esférico se lo conoce como un abultamiento, porque sobresale del disco. Mientras que el disco de la galaxia está compuesto por estrellas de todas las edades, el abultamiento contiene estrellas viejas que datan de la época cuando se formó la galaxia, hace más de diez mil millones de años. Por lo tanto, el estudio del abultamiento permite a los astrónomos conocer más sobre la manera en que se formó nuestra galaxia.

Para llevarlo a cabo, un equipo internacional de astrónomos [2] analizó en detalle la composición química de 50 estrellas gigantes en cuatro áreas diferentes del cielo en la dirección del abultamiento galáctico. Utilizaron el espectrógrafo FLAMES / UVES del de Telescopio Muy Grande de ESO para obtener espectros de alta resolución.

La composición química de las estrellas lleva consigo la firma de los procesos de enriquecimiento por los que pasó la materia interestelar hasta el momento mismo de su formación. Depende de la historia previa de la formación estelar y por lo tanto puede ser utilizada para inferir si hay un “enlace genético” entre los diferentes grupos estelares. En particular, la comparación entre la abundancia de hierro y oxígeno entre las estrellas resulta muy ilustrativa. El oxígeno es producido predominantemente en la explosión de estrellas masivas de corta vida (las así llamadas supernovas Tipo II), mientras que en cambio el hierro se origina principalmente en las supernovas Tipo Ia [3], las que pueden necesitar mucho más tiempo para desarrollarse. Por lo tanto, la comparación entre las abundancias de oxígeno y de hierro proporciona datos sobre la tasa de nacimiento estelar en el pasado de la Vía Láctea.
“El tamaño mayor y la cobertura del contenido de hierro en nuestra muestra nos permite deducir conclusiones mucho más robustas de lo que era posible hasta ahora”, dijo Aurelie Lecureur, del Observatorio Paris-Meudon (Francia) y co-autora del artículo.

Los astrónomos establecieron claramente que, para un contenido dado de hierro, las estrellas del abultamiento poseen más oxígeno que sus contrapartes del disco. Esto destaca una diferencia hereditaria sistemática entre las estrellas del abultamiento y las del disco.

“En otras palabras, las estrellas del abultamiento no se originaron en el disco y luego migraron hacia dentro para conformar el abultamiento, sino que en cambio se formaron independientemente del disco”, dijo Zoccali. “Más aún, el enriquecimiento químico del abultamiento, y por lo tanto la escala temporal de su formación, ha sido más rápida que el del disco”.

Las comparaciones con los modelos teóricos indican que el abultamiento galáctico debe haberse formado en menos de mil millones de años, muy probablemente a través de series de estallidos estelares cuando el universo era todavía muy joven.

NOTAS:

[1].- "Oxygen abundances in the Galactic bulge: evidence for fast chemical enrichment" (“Abundancias de oxígeno en el abultamiento galáctico: evidencia de enriquecimiento químico rápido”) por Zoccali et al. Está disponible gratuitamente en el sitio web de la editorial como un archivo PDF.

[2].- El equipo está integrado por Manuela Zoccali y Dante Minniti (Universidad Católica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill y Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, France), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brazil), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), y Yazan Momany y Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italy).

[3].- Las supernovas Tipo Ia son una sub-clase de supernovas que fueron clasificadas históricamente como no poseedoras de la firma del oxígeno en sus espectros. Actualmente, se las interpreta como la explosión de estrellas pequeñas y compactas, denominadas enanas blancas, que adquieren materia de una estrella compañera. Una enana blanca representa la penúltima etapa de una estrella tipo Sol. El reactor nuclear de su interior ha agotado hace tiempo su combustible y ahora está inactivo. Sin embargo, en algún punto el peso creciente del material que se acumula habrá aumentado la presión dentro de la enana blanca, de modo que buena parte de las cenizas nucleares que están allí se encenderán y comenzarán a transformarse en elementos más pesados. Muy rápidamente, este proceso se vuelve incontrolado y toda la estrella vuela en pedazos en un evento dramático. Entonces, se puede ver una bola de fuego extremadamente caliente que a menudo supera en luminosidad a la galaxia que la contiene.


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Manuela Zoccali
Universidad Catolica de Chile, Santiago
Phone: +56 2 354 72 53
E-mail: mzoccali@astro.puc.cl
Aurelie Lecureur
Observatoire de Paris-Meudon
France
Phone: +33 1 45 07 71 61
E-mail: Aurelie.Lecureur@obspm.fr

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Traducido para Astroseti.org por
Heber Rizzo Baladán

Web Site: ESO Press Release 34/06
Artículo: “A "Genetic Study" of the Galaxy”
Fecha: Septiembre 12, 2006