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ASTRÓNOMOS REVELAN PASADO REMOTO DE LA VÍA LÁCTEA

12 de Septiembre de 2006, eso0634

Examinando con gran detalle la composición de estrellas mediante el Very Large Telescope (VLT), en Cerro Paranal (II Región de Chile), astrónomos realizan nuevos hallazgos sobre la historia de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Las observaciones indican que la parte central de la galaxia se formó muy rápidamente y de manera independiente al resto.

"Por primera vez, hemos establecido claramente una `diferencia genética´ entre las estrellas del disco y del bulbo central de la galaxia", dice Manuela Zoccali, astrónoma de la Universidad Católica de Chile, Santiago, y autora principal del estudio. "Deducimos que el bulbo (parte central) se debe haber formado más rápidamente que el disco, probablemente en menos de mil millones de años, cuando el Universo todavía era joven".

La Vía Láctea es una galaxia en espiral, que cuenta con brazos formados por gas, polvo y estrellas, dispuestos en un disco aplanado, que se proyecta directamente desde un núcleo esférico de estrellas en la región central. Este núcleo esférico central se denomina bulbo.

Mientras el disco de nuestra galaxia está compuesto por estrellas de todas las edades, el bulbo contiene estrellas antiguas, que se remontan a la época en que se formó la galaxia, más de 10 mil millones de años atrás. Así, al estudiar el bulbo, los astrónomos pueden saber más acerca de cómo nació nuestra galaxia.

Para cumplir ese objetivo, un equipo internacional de astrónomos [1] analizó en detalle la composición química de 50 estrellas gigantes en cuatro áreas del cielo, en dirección al bulbo galáctico. Para ello, utilizaron el instrumento FLAMES/UVES, instalado en uno de los cuatro telescopios de 8.2 metros de diámetro del VLT en Cerro Paranal.

Los resultados de su investigación son publicados en un artículo científico en la revista especializada Astronomy and Astrophysics.


CONEXIONES GENÉTICAS

La composición química de las estrellas contiene información clave sobre los diferentes procesos que experimenta la materia interestelar, hasta retroceder al momento mismo de su formación. Y como la composición química depende de la historia previa de formación estelar, puede ser utilizada para deducir si hay ´conexiones genéticas´ entre diferentes grupos estelares.

En particular, la comparación de la abundancia de oxígeno y hierro en las estrellas resulta muy ilustrativa. El oxígeno es producido predominantemente en la explosión de estrellas masivas y de corta vida (que se conocen como supernovas tipo II), mientras que el hierro se origina principalmente en supernovas de tipo Ia [2], que demora mucho más tiempo en desarrollarse. Al comparar la abundancia de oxígeno y hierro, se puede indagar la tasa de nacimiento de estrellas durante el pasado de la Vía Láctea.

"El mayor tamaño de nuestra muestra y su mayor contenido de hierro nos permite obtener conclusiones mucho más firmes de lo que había sido posible hasta ahora", explica Aurelie Lecureur, del Observatorio de Paris-Meudon (Francia) y coautora del artículo de investigación.

Los astrónomos claramente establecieron que, para un determinado contenido de hierro, las estrellas en el bulbo central tienen más oxígeno que sus contrapartes en el disco. Esto muestra una diferencia sistemática y de origen entre las estrellas en la parte central de la galaxia y en el disco.

"En otras palabras, las estrellas del bulbo central no se originaron en el disco y luego emigraron hacia el núcleo, sino que se formaron independientemente del disco," señala Zoccali. "Más aún, el enriquecimiento químico del bulbo y, por lo tanto, su escala de tiempo de formación, han sido más rápidos que el disco".

Comparaciones con los modelos teóricos indican que el bulbo galáctico se debe haber formado en menos de mil millones de años, probablemente a través de una serie de explosiones estelares cuando el Universo todavía era joven.

Notas

[1] El equipo está compuesto por Manuela Zoccali y Dante Minniti (Universidad Católica de Chile, Santiago), Aurelie Lecureur, Vanessa Hill y Ana Gomez (Observatorio de Paris-Meudon, Francia), Beatriz Barbuy (Universidade de Sao Paulo, Brasil), Alvio Renzini (INAF-Osservatorio Astronomico di Padova, Italia), y Yazan Momany and Sergio Ortolani (Universita di Padova, Italia).

[2] Las supernovas tipo Ia son un tipo específico de supernova que fueron históricamente clasificadas como carentes de hidrógeno en su espectro o composición química. Actualmente son interpretadas como la disrupción de estrellas compactas y pequeñas, llamadas enanas blancas, que absorben materia de una estrella vecina. Una estrella enana representa el penúltimo estado de estrella de tipo solar. El "reactor" nuclear en su centro ha agotado su combustible largo tiempo atrás y ahora está inactivo. Sin embargo, el peso del material acumulado incrementa la presión interna de la enana blanca a tal punto que las cenizas del núcleo pueden activarse nuevamente y comenzar a producir elementos aún más pesados. Este proceso se sale de control rápidamente, y la estrella entera explota en pedazos, en un evento dramático. Se ve una bola de fuego extremadamente caliente, cuyo brillo relativo incluso supera a la galaxia que alberga a la enana blanca.

Contactos

Valentina Rodríguez
Encargada de Prensa de ESO en Chile
Santiago, Chile
Tlf.: +56 2 463 3123
Correo electrónico: vrodrigu@eso.org

Manuela Zoccali
Universidad Catolica de Chile
Santiago, Chile
Tlf.: +56 2 354 72 53
Correo electrónico: mzoccali@astro.puc.cl

Aurelie Lecureur
Observatoire de Paris-Meudon
Paris, France
Tlf.: +33 1 45 07 71 61
Correo electrónico: Aurelie.Lecureur@obspm.fr

Esta es una traducción de la nota de prensa de ESO eso0634.
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Acerca de la nota de prensa

Nota de prensa No.:eso0634es-cl
Legacy ID:PR 34/06
Nombre:Milky Way Galactic Bulge, Milky Way Galactic Centre
Facility:Very Large Telescope
Science data:2006A&A...457L...1Z

Imágenes

Campo de visión alrededor de Ventana de Baade (FORS/VLT)
Campo de visión alrededor de Ventana de Baade (FORS/VLT)
The Oxygen Abundance in the Bulge
The Oxygen Abundance in the Bulge
solo en inglés

Ver también