El mismo grupo publicó en Nature Physics un nuevo capítulo de esa investigación, en el artículo intitulado The age structure of the Milky Way's halo.
Sus autores son Rafael Miloni Santucci y Silvia Cristina Fernandes Rossi, del (IAG-USP), Vinicius Moris Placco (University of Notre Dame) y otros investigadores de Estados Unidos. En Brasil, este trabajo está vinculado especialmente al Proyecto Temático intitulado “Mosaic: the multi-object spectrograph for the ESO extremely large telescope”, que Fernandes Rossi coordina y que cuenta con el apoyo de la FAPESP. La coordinadora es libre docente en la USP, dirigió el doctorado de Moris Placco y dirige actualmente el de Miloni Santucci.
En este nuevo estudio se utilizó una base de datos casi 30 veces más robusta que la empleada en el anterior. En lugar de 4.700 estrellas, se contemplaron alrededor de 130 mil astros. “La abundancia de puntos nos permitió producir un mapa detallado que muestra la distribución cronológica de las estrellas de la galaxia”, declaró Fernandes Rossi a Agência FAPESP.
Los alrededor de 130 mil astros mapeados, situados en el halo de la Vía Láctea, pertenecen a la clase de las Estrellas Azules de la Rama Horizontal o BHBs (sigla de Blue Horizontal-Branch Stars). Son estrellas antiguas, que se encuentran en una etapa bastante avanzada de su evolución, en la cual se generan brillos intensos y constantes debido a la fusión de helio en carbono. El sol del sistema que comprende a la Tierra, que se sitúa en una fase mucho más joven del ciclo evolutivo, pertenece a otro conjunto, conocido como Secuencia Principal (SP), cuyas estrellas transforman hidrógeno en helio, una etapa anterior del proceso de fusión nuclear.
Cabe hacer la salvedad de que las expresiones “Secuencia Principal” y “Rama Horizontal” no están relacionadas con la posición espacial de las estrellas, sino con su ubicación en el llamado Diagrama de Hertzsprung–Russell (HRD, de Hertzsprung – Russell Diagram), creado en 1910 por el químico y astrónomo danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967) y por el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell (1877-1957) para clasificar a las estrellas de acuerdo con su etapa evolutiva. Este diagrama relaciona la luminosidad de las estrellas con su color, el cual constituye un indicador de la temperatura. La Rama Horizontal corresponde a una fase que se extiende aproximadamente por un 10% del tiempo total de vida de las estrellas.
Una de las grandes preguntas que perduró durante mucho tiempo sin respuesta entre los estudiosos de la Vía Láctea se refería a si esta galaxia se había formado de fuera hacia dentro o de dentro hacia fuera. Dos escenarios competían en la descripción de este proceso. El “escenario monolítico” afirmaba que las galaxias se forman a partir del súbito colapso gravitacional de una gigantesca nube gaseosa, originando una enorme cantidad de protoestrellas al mismo tiempo. El “escenario jerárquico” partía de una galaxia relativamente pequeña, que crecía a medida que otras galaxias aún menores, atraídas por su fuerza gravitacional, se fundían con ésta.
“Nuestro estudio no confirmó en forma exclusiva uno u otro escenario. Pero sugiere que hubo efectivamente una formación de objetos desde dentro hacia fuera a gran escala. Es decir, que la fuerza gravitacional colapsó inicialmente el gas existente en el centro, dando origen a una primera generación de estrellas, y que en el transcurso de un tiempo de unos tres mil millones de años, esa formación estelar llegó a las zonas más periféricas”, dijo Miloni Santucci.
La muestra utilizada, que reúne estrellas diseminadas por todas las direcciones del halo, se extrajo de la base de datos estadounidense SDSS (Sloan Digital Sky Survey). “En el conjunto de estrellas registradas en esa colección, seleccionamos a aquéllas previamente identificadas como situadas en la fase evolutiva de interés. A partir de allí iniciamos el análisis”, dijo Fernandes Rossi.
“Al analizar las distancias y los colores de los objetos, verificamos que las estrellas BHBs más azuladas del halo se concentraban predominantemente en la región central. Y que el color se volvía ligeramente rojizo a medida que aumentaba la distancia entre la estrella y el centro de la galaxia. Esta variación es sumamente sutil, pero las mediciones de color con filtros especiales mostraron que la misma existe”, dijo Miloni Santucci.
En un intento de explicar esa sutilísima variación de color, los científicos descartaron las posibles causas del enrojecimiento descritas en la literatura, tales como la existencia de polvo en el medio interestelar o composiciones químicas distintas para las estrellas, que podrían alterar ligeramente sus colores.
El enrojecimiento tampoco tiene que ver con el Efecto Doppler, que desvía el espectro luminoso hacia el azul cuando el astro se acerca al observador, y hacia el rojo cuando éste se aparta. Dicho efecto sólo se vuelve relevante cuando la velocidad de aproximación o de alejamiento es mucho mayor, cosa que sucede únicamente con estrellas situadas en otras galaxias, pero no en la Vía Láctea.
“El único factor que quedó para explicar la variación de color detectada fue la edad del objeto. En tal caso –y solamente para esta fase evolutiva–, cuanto más roja es la estrella, más joven es”, dijo Miloni Santucci. Por eso mismo, este estudio sugiere una formación de dentro hacia fuera. Descartados los otros factores, ésta es la ilación que resulta del hecho de que las estrellas más azuladas ocupen la ubicación central y, las más rojas, la posición periférica.
“Es importante subrayar que la asociación entre el enrojecimiento y la juventud vale únicamente para el estadio evolutivo considerado. Normalmente, las estrellas más rojas son también las más antiguas. Pero en la Rama Horizontal, este fenómeno se presenta de manera distinta. Es el único estadio evolutivo en la vida de las estrellas en que el enrojecimiento constituye una señal indicativa de juventud. Nuestra hipótesis indica que existe una pequeña variación en la masa de esos objetos en el transcurso del tiempo. Los objetos más jóvenes tendrían una masa un poco mayor. Por eso emitirían una luz más rojiza”, dijo Fernandes Rossi.
Cabe recordar que el tiempo de evolución de las estrellas depende de su masa. Las más masivas quedan menos tiempo en la Secuencia Principal, cuando se produce la fusión de hidrógeno en helio, y pasan más rápido a la Rama Horizontal, donde se produce la fusión del helio en carbono. También permanecen menos tiempo en esa segunda fase evolutiva, porque los procesos nucleares que se producen en su interior son mucho más intensos.
Para facilitar la visualización de la distribución espacial de las estrellas según su edad, los científicos brasileños produjeron una animación en tres dimensiones que puede verse en el siguiente enlace: www3.nd.edu/~vplacco/map/. Las estrellas tipo BHB más antiguas, y por ese motivo más azuladas, cuyas edades se estiman en alrededor de 12 mil millones de años, se ubican en la región central de la galaxia.
Y a medida que se alejan del centro, las estrellas BHBs van enrojeciéndose sutilmente, debido a que tienen edades menores, las cuales en el límite del halo se estiman en 9.500 millones de años. Cabe acotar que esas balizas temporales valen únicamente para las BHBs: estrellas de otros tipos pueden tener edades mucho menores, como el propio Sol, que presuntamente tiene 4.600 millones de años.
“Una constatación sorprendente, que pudo detectarse gracias a la ampliación de la base de datos –fácilmente visible en el mapa y en la animación–, es la que indica que la zona en donde se encuentran los objetos más antiguos ocupa una vasta extensión alrededor del núcleo galáctico, llegando incluso al sector del halo cercano al Sol, que se ubica a alrededor de 28 mil años luz [u 8,5 kilopársecs] del centro galáctico”, comentó Miloni Santucci.
Esa región antigua reúne una valiosa colección de estrellas ancianas, cuyo estudio puede aportar información sumamente importante para la comprensión de la composición química del Universo joven y de su evolución a lo largo del tiempo.
“También nos muestra que podemos encontrar estrellas muy antiguas y, por eso mismo, pobres en metales, aun en las regiones cercanas al Sistema Solar. Es decir que podemos incluir objetos brillantes en las búsquedas de los primeros astros del Universo. Estas búsquedas también forman parte de la investigación de nuestro grupo, con resultados prometedores hasta este momento”, dijo Miloni Santucci.
Con relación a la “metalicidad” de las estrellas, es necesario recordar que el enriquecimiento químico del Universo, es decir, la incorporación de elementos químicos de mayor masa, es producto del proceso de fusión nuclear que ocurre en los núcleos de las estrellas.
De manera bastante simplificada, se puede decir que las estrellas pasan alrededor de un 90% de su tiempo total de vida fundiendo hidrógeno en helio. Una vez que se agota el hidrógeno del núcleo, la estrella se reordena para fundir helio en carbono. Y este nuevo estadio se prolonga durante casi todo el resto de la vida del astro. Sin embargo, y dependiendo de la masa de la estrella, elementos aún más pesados que el carbono (nitrógeno, oxígeno, silicio, hierro, etc.) pueden fundirse en etapas avanzadas del ciclo. Y son eyectados al medio exterior cuando las estrellas muy masivas explotan como supernovas.
Estos elementos son incorporados por estrellas de generaciones posteriores. Se considera que el Sol es una estrella de tercera generación. Todos los elementos más pesados que el hidrógeno y el helio existentes en el Sistema Solar, incluso en el cuerpo humano, fueron heredados de los procesos nucleares de estrellas de las generaciones anteriores.
“Las estrellas BHBs están presentes en todos los ambientes y en todas las direcciones del cielo. Nuevos mapeos de datos, en el marco del proyecto S-PLUS, un importante estudio realizado con el telescopio brasileño situado en Cerro Tololo, en Chile, suministrarán información sobre decenas de miles de BHBs situadas en el cielo del hemisferio Sur de la Tierra, que con el SDSS estadounidense no es posible observar. Podrán conocerse así estructuras todavía desconocidas de nuestra galaxia”, dijo Miloni Santucci. (Fuente: AGÊNCIA FAPESP/DICYT).http://noticiasdelaciencia.com/not/
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