Página Espacial. ** Las poblaciones estelares en la Vía Láctea **

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Las poblaciones estelares en
la Vía Láctea
Jesús Salvador Giner

Las estrellas que vemos en el cielo son habitualmente de un mismo tipo; astros jóvenes con abundancia de metales en su interior. En cambio, si observamos una zona concreta del firmamento, en particular en dirección hacia el centro de la Vía Láctea, distinguiremos estrellas de una clase distinta. ¿A qué se debe esta distribución estelar? ¿Por qué no son iguales todas las estrellas?

a historia de las diferentes poblaciones de estrellas de las galaxias tales como la nuestra está ligada a la evolución de las propias galaxias. Al igual que un ser vivo, y del mismo modo que las estrellas que las pueblan, las galaxias también tienen ciclos vitales, a través de los cuales nacen, se desarrollan y desaparecen, aunque para nuestra escala humana estos acontecimientos son temporalmente tan largos que nos es imposible verlos en directo.

No obstante, cabe la posibilidad de, entre la gran cantidad de galaxias, encontrar algunas que representen el estadio joven, otras el maduro, y otras más el terminal, de modo que solamente observando podamos tener un esquema básico de cómo evolucionan. Uno de los problemas a solucionar es saber qué tipo galáctico se corresponde con qué estadio evolutivo.

Hoy en día conocemos, gracias a las observaciones avanzadas del Telescopio Hubble (HST) y de los modernos telescopios en tierra, la existencia de galaxias que han sufrido cambios importantes en su forma debido al paso cercano de otra galaxia. A veces lo que con anterioridad era una galaxia elíptica corriente (con forma de disco) se transforma en una espiral, o en una galaxia irregular con largos puentes de materia estelar y gaseosa. En ocasiones, estos ejemplos de galaxias resultan extraños y sorprendentes (figura 1).

Figura 1: dos galaxias extrañas: el primer caso muestra la galaxia ‘Cartwheel’, en la constelación del Escultor, que posee una extravagante forma producto del paso cercano de otra galaxia en el pasado. En la fotografía de la derecha, por su parte, se pueden observar un par de galaxias claramente interactuantes; se trata de NGC 4038-9, también llamadas “Las antenas” y es posible apreciar la distorsionada forma de ambas, consecuencia de las perturbaciones gravitatorias que se causan mutuamente. (K. Borne, NASA; Anglo-Australian Telescope Board, David Malin)

Por tanto, la pregunta que nos podemos hacer es la siguiente: ¿las distintas formas de las galaxias son debidas a que estas han tenido una evolución diferente o son estadios distintos dentro de la evolución típica de cualquier galaxia?. Es decir, cuando vemos una galaxia elíptica y otra espiral, ¿estamos viendo dos ejemplos característicos de tipos opuestos de galaxias o, por el contrario, son como las dos caras de una moneda?. Podríamos resumir la cuestión con un símil humano: ¿una galaxia elíptica y otra espiral son como un hombre y una mujer o como un chico adolescente y un anciano?

Edwin P. Hubble tenía seguramente esta idea cuando clasificó las galaxias en su famoso “diapasón”. Resultaba tentador suponer que las galaxias nacían como grupos compactos de estrellas (elípticas), para posteriormente convertirse en un disco achatado. Más adelante, debido a la mayor rotación de la galaxia, aparecerían los brazos espirales y, hacia el final de la vida de la galaxia, los brazos de desperdigarían por la rotación galáctica hasta desaparecer, quedando únicamente tal vez un residuo en forma de galaxia irregular.

Este esquema de evolución galáctico era muy atractivo, pero para apuntalarlo se necesitaban observaciones precisas de ciertos hechos. Uno de ellos era determinar por qué los brazos espirales de una galaxia cercana, por ejemplo el caso de Andrómeda, eran resolubles en estrellas y no así el núcleo. Se pensó que tal vez era debido a que había tantas estrellas que era imposible individualizarlas, o que quizá simplemente en esas regiones no había estrellas supergigantes¹. Pero Walter Baade (1893-1960) tuvo la idea, al ver que en ciertas galaxias enanas predominaban las estrellas gigantes rojas en lugar de las supergigantes azules, de emplear un tipo distinto de emulsión fotográfica, que fuera sensible en la parte roja del espectro. Así, Baade pudo resolver por fin el núcleo de Andrómeda, y determinó que albergaba básicamente gigantes y supergigantes rojas.

Los estudios estelares de Baade tuvieron una trascendencia vital para el mejor conocimiento de la estructura y evolución de las galaxias. La pregunta que todo el mundo se hacía, al comprobar la presencia de estrellas rojas en el núcleo y de estrellas azules en los brazos espirales, era por qué existía esta dicotomía. Resultó por tanto que galaxias como Andrómeda estaban formadas por dos tipos muy distintos de estrellas (figura 2):

1- Estrellas del halo galáctico: este primer grupo abarcaría astros con un bajo contenido en metales (es decir, en elementos más pesados que el helio), una elevada velocidad relativa en relación con el Sol, y órbitas de elevada inclinación con respecto al plano de la galaxia. Este tipo de estrellas forman, por ejemplo, los núcleos galácticos, cúmulos globulares (situados en la periferia y en torno a la región central de la galaxia), las nebulosas planetarias, los astros tipo RR Lyrae (un caso particular de estrellas variables), etc. Los espectros obtenidos de las zonas centrales de la galaxia de Andrómeda y otras pusieron de manifiesto que se correspondían bien con la clase espectral K. Este tipo de espectro se asocia a estrellas más frías y menos luminosas que el Sol (precisamente, las estrellas gigantes rojas observadas en los núcleos galácticos).

2- Estrellas del disco galáctico: en este caso se trataría de astros muy ricos en metales, con unas velocidades relativas respecto al Sol bastante reducidas, y cuyas órbitas se sitúan dentro del plano galáctico. Ejemplos de este tipo de estrellas los tenemos en los cúmulos abiertos, y en aquellos astros muy luminosos (gigantes y supergigantes) que brillan con luz blanca o azulada por todo el cielo. Los espectros de los brazos espirales, donde se confinan generalmente estas estrellas, sugerían en cambio un tipo F, más acorde con astros de una mayor luminosidad y temperatura que nuestro Sol.

Figura 2: la galaxia de Andrómeda, situada a poco más de dos millones de años luz. En esta imagen puede apreciarse claramente como está formada por dos tipos distintos de estrellas: en el núcleo, astros de color amarillento, viejos y poco luminosos, y en los brazos espirales estrellas azuladas. En base a esta dicotomía estelar en Andrómeda, Baade comprendió que la galaxia poseía en sus dominios dos tipos muy diferentes de estrellas, a las que llamó respectivamente ‘Población II’ y ‘Población I’. (National Optical Astronomy Observatories)

Baade llamó estrellas de “Población II” a las de primer tipo, y “Población I” a las del segundo. Un aspecto fundamental de esta división estelar radica en la edad de las estrellas de cada grupo. Las de Población I son astros jóvenes, mientras que las otras son viejas, quizá casi tan viejas como la propia galaxia. Al conocerse este hecho se hizo evidente que las teorías de formación y evolución de la Vía Láctea necesitaban de una importante remodelación, ya que hasta entonces se aceptaba que las estrellas que la constituían habían sido creadas en un mismo proceso global. Incluso la idea original (no manifiesta) de Hubble de un paso evolutivo de galaxias irregulares a elípticas y después en espirales tuvo que ser alterada notablemente: como los avances en el conocimiento de los procesos que origina la luz de las estrellas sugería que los astros grandes y brillantes duraban poco tiempo (porque gastaban rápidamente las reservas de energía), entonces era lógico suponer que los brazos espirales, provistos de estrellas de este tipo, eran una característica efímera en la evolución de una galaxia. Por tanto, lo que el hallazgo de Baade indicaba era el paso de galaxia irregular a espiral y, finalmente, a elíptica.

Sin embargo, también hubo quién pensó que la forma de las galaxias (irregulares, espirales, etc.) no se correspondían con cambios evolutivos normales, sino que representaban distintos tipos galácticos temporalmente estables, y que en absoluto cambiaban a lo largo de los eones. Así, una galaxia espiral mantendrá su forma, excepto en el caso de ser trastornada por el paso cercano de otra, y lo mismo para los restantes tipos. La causa de que una galaxia sea de una clase u otra deberá buscarse en la cantidad de momento angular en el momento de la formación de la galaxia en cuestión.

De un modo u otro, parece ser que las galaxias como nuestra Vía Láctea, han seguido una evolución similar a ésta: los primeros instantes de vida de la galaxia nos muestran una gran esfera de gas en rotación. Tras una primera fase de contracción acelerada, debió llegar el momento cumbre en el que a causa de la gran densidad de ciertas zonas, éstas se fragmentarían y formarían las primeras agrupaciones de estrellas de Población II. El gas que no formó parte de esta primera hornada de estrellas se concentró en el disco de la galaxia, constituyendo una gran región de material apto para el nacimiento de futuras estrellas. Cuando, como consecuencia de nuevos movimientos y fuerzas entre el gas, hubo las condiciones adecuadas, aparecieron los astros de Población I (figura 3).

Figura 3: (izquierda) cúmulo globular M5 (NGC 5904) en la constelación de Serpiente. Sus estrellas son del tipo Población II, viejas y pobres en metales. (derecha) Nubes de gas que rodean a las estrellas de las Pléyades, un grupo muy joven de astros, típicos de la Población I. Las estrellas de Población II aparecieron en los primeros tiempos de la formación de la galaxia. (Kitt Peak National Observatory; D. F. Malin)

El motivo por el cual las estrellas de Población II son pobres en metales y las de Población I muy ricas en ellos tiene fácil explicación si tenemos en cuenta que las primeras son generalmente astros de gran masa. Las de mayor masa aún, tras su vida útil, acabarán estallando en forma de supernova; estas estrellas, después de varios millones de años, habían creado en su interior elementos pesados que no existían entre el gas de la Vía Láctea. Al explotar, lanzaron estos elementos al espacio, y nutrieron a las nubes de gas con ellos las cuales los cederían al formar más tarde estrellas de Población I. Por tanto, las estrellas recientes son ricas en metales gracias a la muerte de sus predecesoras.

Resta por aclarar que sea cual sea el modelo galáctico que adoptemos (a saber; galaxia irregular, espiral y elíptica (o viceversa), o bien una evolución para los diferentes tipos sin relación alguna entre ellos), nos encontramos ante una dificultad: resulta que las reacciones nucleares que han tenido lugar en las primeras etapas del Universo no son suficientes para explicar por qué el mismo es tan rico en diversos elementos, como el helio. Es decir, el Universo era en sus inicios demasiado rico en metales si atenemos únicamente a las reacciones nucleares típicas. Para intentar solucionar el problema se ha propuesto la existencia de un tipo diferente de estrellas, que vivieron en los primeros tiempos: las estrellas primigenias o “Población 0”. Al parecer, estas estrellas nacieron solamente entre 100 y 250 millones de años después del Big Bang, y se formaron en pequeñas protogalaxias aparecidas tras ligeras fluctuaciones de densidad del joven Universo. Como no existían más elementos que el hidrógeno y el helio, las estrellas primigenias alcanzaron unas características espectaculares (se especula con que eran de 100 a 1.000 veces más masivas). Al igual que sucedería mucho más tarde con los astros de Población II, las estrellas primigenias explotaron en forma de supernova, expulsando al espacio los elementos pesados que había forjado en su interior (algunas de estas estrellas eran tan masivas que se convirtieron en agujeros negros). Postulando la existencia de estrellas primigenias, por tanto, solucionamos la cuestión de la presencia de elementos pesados antes de la aparición de astros de Población II.

De modo que el estudio de las estrellas de la Vía Láctea y las demás galaxias nos ha permitido entender de una manera razonablemente buena la evolución de las propias galaxias. Sabemos ahora que nuestro entorno galáctico está formado por dos tipos diferentes de astros, casi antagónicos en sus características, pero que tienen un nexo en común: deben su existencia a otras estrellas, hoy desaparecidas y absolutamente anónimas. Al igual que en el caso de la Humanidad, que proseguimos el camino iniciado por nuestros predecesores culturales, las estrellas también continúan el sendero abierto por aquellas estrellas primigenias, de cuya remota sustancia han sido forjados los bellos astros que hoy jalonan el Universo.

¹Cuando se hacían tomas fotográficas de objetos lejanos como las galaxias, se empleaban habitualmente emulsiones cuyo máximo de sensibilidad estaba en la parte azul del espectro. De modo que las grandes concentraciones de estrellas en el centro de las galaxias sería resoluble si en ella hubiese astros como las supergigantes azules (como sucedía en los brazos espirales), que emitían sobretodo luz azul, como su nombre indica.

Gandía (Valencia), España, 03 de Diciembre de 2005.

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