(Esta entrada es la contribución de Eureka a la primera edición del Carnaval de la Química, organizado por el blog Ese punto azul pálido)
Al igual que casi todas las galaxias, la Vía Láctea presenta zonas de distinta composición química. Puede parecer un asunto trivial, pero sólo si somos capaces de estudiar la evolución de esta composición lograremos entender su formación y su destino.
¿Y cómo cambia la composición química de una galaxia? Primero, debemos saber que para los astrofísicos cualquier elemento más pesado que el helio entra en la categoría de "metal". No en vano, la materia bariónica del Universo está compuesta en su inmensa mayoría por hidrógeno (casi un 75%) y helio, así que estamos ante una buena aproximación (la astrofísica es la ciencia de las aproximaciones). A medida que las estrellas se forman a partir del medio interestelar, comienzan a sintetizar en sus núcleos mediante reacciones de fusión elementos más pesados que el helio, como por ejemplo el hierro de nuestra sangre o el calcio de nuestros huesos. Cuando la estrella muere, parte de estos elementos son devueltos al medio interestelar, por lo que la siguiente generación de estrellas contiene más "metales" que la anterior. En astronomía, esta evolución de la metalicidad a lo largo de varias generaciones estelares se define mediante el concepto de población. Las estrellas más jóvenes y "metálicas" entran en la Población I, mientras que las más viejas corresponden a la Población II. La primera generación de estrellas del Universo, con una metalicidad casi nula, formarían la mítica Población III.
La masa es el factor determinante para saber cuánto va a durar una estrella (las más masivas viven mucho menos), pero también lo es su metalicidad. Las estrellas con menos metales presentan atmósferas menos opacas, así que suelen ser más compactas y calientes que sus hermanas con más metales. Un resultado directo de este fenómeno es que las estrellas de baja metalicidad con más de diez masas solares pueden vivir más. Sin embargo, ocurre justo lo contrario con las estrellas de baja masa. Una estrella de 0,8 masas solares y con la misma cantidad de metales que el Sol puede esperar vivir unos 23000 millones de años. Por contra, si su metalicidad fuese inferior al 5% de la solar, "sólo" viviría unos 13800 millones de años, casi la edad del Universo. Esto nos indica que las estrellas de 0,8 masas solares que se formaron poco después del Big Bang son los astros de menos masa supervivientes de esa época. O dicho de otro modo, no podemos encontrar ninguna estrella de Población III con más de 0,8 masas solares. Por supuesto, también hay que tener en cuenta otros factores, como la rotación del astro. Por otro lado, la metalicidad también determina qué tipo de elementos se emiten al medio interestelar a través del viento estelar. Por ejemplo, las estrellas Wolf-Rayet metálicas expulsan más carbono y helio que las de baja metalicidad.
Pero lo más importante es que la composición química también afecta a la tasa de formación estelar, aunque este es un tema del que desconocemos muchos detalles. La razón es que casi todos los datos que tenemos son los correspondientes a las estrellas más masivas y brillantes que son visibles a mucha distancia.
Según la metalicidad, la Vía Láctea -y las galaxias espirales en general- se dividen en distintas zonas:
Composición química (metalicidad) de las distintas partes de la Vía Láctea.
Las estrellas del disco son de Población I y sus órbitas son casi circulares, pero las estrellas del bulbo galáctico, en el centro, son una combinación de estrellas viejas muy metálicas y poco metálicas, debido a los procesos brotes de formación estelar que tienen lugar en esta región.
Estudiando la proporción de estas estrellas en el vecindario solar podemos poner a prueba las distintas variantes de los modelos de formación galáctica. Según estos modelos, las galaxias espirales como la Vía Láctea se forman en dos fases. Primero surgiría el halo mediante colapso gravitatorio simple (con materia ordinaria y oscura) y luego aparece el disco, de dentro hacia fuera, a través de procesos de acreción. Estos modelos deben tener en cuenta además la distinta metalicidad observada en otras galaxias. Por ejemplo, el halo de la galaxia de Andrómeda (M31) presenta una cantidad de metales diez veces superior al de la Vía Láctea, pese a tener una morfología y una masa muy parecida a la de nuestra galaxia.
Todo esta discusión nos puede resultar muy académica y lejana, pero hay que tener en cuenta que existe una relación proporcional entre la metalicidad de una estrella y la presencia de planetas. Es posible que las zonas galácticas con pocos metales tengan un menor número de planetas gigantes alrededor de sus estrellas, lo que a su vez influye a la hora de calcular cuántos mundos similares a la Tierra podemos encontrar en la Vía Láctea. La composición química de las estrellas está íntimamente relacionada con la formación de planetas y, por lo tanto, con el origen de la vida.
Posible mapa de nuestra Galaxia (NASA).
Al igual que casi todas las galaxias, la Vía Láctea presenta zonas de distinta composición química. Puede parecer un asunto trivial, pero sólo si somos capaces de estudiar la evolución de esta composición lograremos entender su formación y su destino.
¿Y cómo cambia la composición química de una galaxia? Primero, debemos saber que para los astrofísicos cualquier elemento más pesado que el helio entra en la categoría de "metal". No en vano, la materia bariónica del Universo está compuesta en su inmensa mayoría por hidrógeno (casi un 75%) y helio, así que estamos ante una buena aproximación (la astrofísica es la ciencia de las aproximaciones). A medida que las estrellas se forman a partir del medio interestelar, comienzan a sintetizar en sus núcleos mediante reacciones de fusión elementos más pesados que el helio, como por ejemplo el hierro de nuestra sangre o el calcio de nuestros huesos. Cuando la estrella muere, parte de estos elementos son devueltos al medio interestelar, por lo que la siguiente generación de estrellas contiene más "metales" que la anterior. En astronomía, esta evolución de la metalicidad a lo largo de varias generaciones estelares se define mediante el concepto de población. Las estrellas más jóvenes y "metálicas" entran en la Población I, mientras que las más viejas corresponden a la Población II. La primera generación de estrellas del Universo, con una metalicidad casi nula, formarían la mítica Población III.
La masa es el factor determinante para saber cuánto va a durar una estrella (las más masivas viven mucho menos), pero también lo es su metalicidad. Las estrellas con menos metales presentan atmósferas menos opacas, así que suelen ser más compactas y calientes que sus hermanas con más metales. Un resultado directo de este fenómeno es que las estrellas de baja metalicidad con más de diez masas solares pueden vivir más. Sin embargo, ocurre justo lo contrario con las estrellas de baja masa. Una estrella de 0,8 masas solares y con la misma cantidad de metales que el Sol puede esperar vivir unos 23000 millones de años. Por contra, si su metalicidad fuese inferior al 5% de la solar, "sólo" viviría unos 13800 millones de años, casi la edad del Universo. Esto nos indica que las estrellas de 0,8 masas solares que se formaron poco después del Big Bang son los astros de menos masa supervivientes de esa época. O dicho de otro modo, no podemos encontrar ninguna estrella de Población III con más de 0,8 masas solares. Por supuesto, también hay que tener en cuenta otros factores, como la rotación del astro. Por otro lado, la metalicidad también determina qué tipo de elementos se emiten al medio interestelar a través del viento estelar. Por ejemplo, las estrellas Wolf-Rayet metálicas expulsan más carbono y helio que las de baja metalicidad.
Pero lo más importante es que la composición química también afecta a la tasa de formación estelar, aunque este es un tema del que desconocemos muchos detalles. La razón es que casi todos los datos que tenemos son los correspondientes a las estrellas más masivas y brillantes que son visibles a mucha distancia.
Según la metalicidad, la Vía Láctea -y las galaxias espirales en general- se dividen en distintas zonas:
- Estrellas del halo galáctico: estrellas muy viejas de la Población II, con una edad de 12-13 mil millones de años, y con muy poca metalicidad. Presentan periodos de rotación muy largos y se encuentran en cúmulos globulares o aisladas. En este último caso, sus órbitas alrededor del centro galáctico pueden ser muy elípticas y presentar casi cualquier inclinación.
- Estrellas del disco grueso: su edad es de unos diez mil millones de años y tienen una metalicidad moderada.
- Estrellas del disco fino: muy jóvenes (unos cinco mil millones de años) y de muy alta metalicidad. El Sol es un ejemplo de este tipo. Por supuesto, las estrellas más jóvenes que el Sol pueden tener metalicidades aún mayores.
Composición química (metalicidad) de las distintas partes de la Vía Láctea.
Las estrellas del disco son de Población I y sus órbitas son casi circulares, pero las estrellas del bulbo galáctico, en el centro, son una combinación de estrellas viejas muy metálicas y poco metálicas, debido a los procesos brotes de formación estelar que tienen lugar en esta región.
Estudiando la proporción de estas estrellas en el vecindario solar podemos poner a prueba las distintas variantes de los modelos de formación galáctica. Según estos modelos, las galaxias espirales como la Vía Láctea se forman en dos fases. Primero surgiría el halo mediante colapso gravitatorio simple (con materia ordinaria y oscura) y luego aparece el disco, de dentro hacia fuera, a través de procesos de acreción. Estos modelos deben tener en cuenta además la distinta metalicidad observada en otras galaxias. Por ejemplo, el halo de la galaxia de Andrómeda (M31) presenta una cantidad de metales diez veces superior al de la Vía Láctea, pese a tener una morfología y una masa muy parecida a la de nuestra galaxia.
Todo esta discusión nos puede resultar muy académica y lejana, pero hay que tener en cuenta que existe una relación proporcional entre la metalicidad de una estrella y la presencia de planetas. Es posible que las zonas galácticas con pocos metales tengan un menor número de planetas gigantes alrededor de sus estrellas, lo que a su vez influye a la hora de calcular cuántos mundos similares a la Tierra podemos encontrar en la Vía Láctea. La composición química de las estrellas está íntimamente relacionada con la formación de planetas y, por lo tanto, con el origen de la vida.
Posible mapa de nuestra Galaxia (NASA).
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