Aunque nuestra Vía Láctea se formó a partir de una única nube gigante de gas y polvo, una nueva investigación ha encontrado que las estrellas en el disco son diferentes de las del bulto. Una nueva encuesta ha medido la cantidad de oxígeno en 50 estrellas en la Vía Láctea usando el Very Large Telescope de ESO para determinar cuándo y cómo se formaron las estrellas. La encuesta encontró que las estrellas en el bulto probablemente se formaron en menos de mil millones de años después del Big Bang, cuando el Universo aún era joven; Las estrellas en el disco llegaron más tarde.
Mirando en detalle la composición de las estrellas con el VLT de ESO, los astrónomos ofrecen una nueva visión de la historia de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Revelan que la parte central de nuestra galaxia se formó no solo muy rápidamente sino también independientemente del resto.
"Por primera vez, hemos establecido claramente una" diferencia genética "entre las estrellas en el disco y el bulto de nuestra galaxia", dijo Manuela Zoccali, autora principal del artículo que presenta los resultados en la revista Astronomy and Astrophysics [1]. "De esto deducimos que el bulto debe haberse formado más rápidamente que el disco, probablemente en menos de mil millones de años y cuando el Universo todavía era muy joven".
La Vía Láctea es una galaxia espiral, con brazos de gas, polvo y estrellas en forma de molinete que se encuentran en un disco aplanado y se extienden directamente desde un núcleo esférico de estrellas en la región central. El núcleo esférico se llama protuberancia, porque sobresale del disco. Si bien el disco de nuestra galaxia está formado por estrellas de todas las edades, el bulto contiene estrellas antiguas que datan de la época en que se formó la galaxia, hace más de 10 mil millones de años. Por lo tanto, estudiar el bulto permite a los astrónomos saber más sobre cómo se formó nuestra galaxia.
Para hacer esto, un equipo internacional de astrónomos [2] analizó en detalle la composición química de 50 estrellas gigantes en cuatro áreas diferentes del cielo hacia la protuberancia galáctica. Hicieron uso del espectrógrafo FLAMES / UVES en el Very Large Telescope de ESO para obtener espectros de alta resolución.
La composición química de las estrellas lleva la firma de los procesos de enriquecimiento experimentados por la materia interestelar hasta el momento de su formación. Depende de la historia previa de formación de estrellas y, por lo tanto, se puede utilizar para inferir si existe un "vínculo genético" entre diferentes grupos estelares. En particular, la comparación entre la abundancia de oxígeno y hierro en las estrellas es muy ilustrativa. El oxígeno se produce predominantemente en la explosión de estrellas masivas de vida corta (las llamadas supernovas Tipo II), mientras que el hierro se origina principalmente en las supernovas Tipo Ia [3], que pueden tardar mucho más en desarrollarse. La comparación del oxígeno con la abundancia de hierro, por lo tanto, da una idea de la tasa de natalidad de las estrellas en el pasado de la Vía Láctea.
"El tamaño más grande y la cobertura del contenido de hierro de nuestra muestra nos permite sacar conclusiones mucho más sólidas de lo que era posible hasta ahora", dijo Aurelie Lecureur, del Observatorio París-Meudon (Francia) y coautora del artículo.
Los astrónomos establecieron claramente que, para un contenido de hierro dado, las estrellas en el bulto poseen más oxígeno que sus contrapartes de disco. Esto destaca una diferencia sistemática y hereditaria entre las protuberancias y las estrellas de disco.
"En otras palabras, las estrellas protuberantes no se originaron en el disco y luego migraron hacia adentro para acumular el bulto, sino que se formaron independientemente del disco", dijo Zoccali. "Además, el enriquecimiento químico del bulto y, por lo tanto, su escala de tiempo de formación, ha sido más rápido que el del disco".
Las comparaciones con modelos teóricos indican que el bulto galáctico debe haberse formado en menos de mil millones de años, muy probablemente a través de una serie de estallidos estelares cuando el Universo aún era muy joven.
Notas
[1]: “Abundancias de oxígeno en el bulbo galáctico: evidencia de enriquecimiento químico rápido” por Zoccali et al. Está disponible gratuitamente en el sitio web del editor como un archivo PDF.
[2]: El equipo está compuesto por Manuela Zoccali y Dante Minniti (Universidad Católica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill y Ana Gomez (Observatoire de Paris-Meudon, Francia), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasil). ), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), y Yazan Momany y Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italia).
[3]: Las supernovas de tipo Ia son una subclase de supernovas que históricamente se clasificaron como que no muestran la firma de hidrógeno en sus espectros. Actualmente se interpretan como la interrupción de estrellas pequeñas y compactas, llamadas enanas blancas, que adquieren materia de una estrella compañera. Una enana blanca representa la penúltima etapa de una estrella de tipo solar. El reactor nuclear en su núcleo se ha quedado sin combustible hace mucho tiempo y ahora está inactivo. Sin embargo, en algún momento el peso de montaje del material acumulado habrá aumentado tanto la presión dentro de la enana blanca que las cenizas nucleares allí se encenderán y comenzarán a arder en elementos aún más pesados. Este proceso rápidamente se descontrola y toda la estrella se hace pedazos en un evento dramático. Se ve una bola de fuego extremadamente caliente que a menudo eclipsa a la galaxia anfitriona.
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
