La metalicidad de una estrella

Las estrellas pueden clasificarse de diversas maneras, no sólo por su tamaño y masa. La metalicidad de una estrella es una de las formas en las que se pueden clasificar estos objetos.  Esta característica facilita a los astrónomos información sobre cómo ha cambiado nuestra galaxia a lo largo del tiempo. Pero la metalicidad no sólo proporciona información sobre la Vía Láctea sino también sobre los cambios sufridos por las propias poblaciones de estrellas a lo largo de la historia del universo y de cómo las estrellas que nacen hoy son muy diferentes de las primeras estrellas.

La tarea de clasificación de las estrellas es sumamente compleja y supone un reto para los astrónomos. Se trata de objetos muy distantes y que tienen una vida extremadamente larga. Incluso las estrellas de vida más corta, con unos pocos cientos de miles de años, abarcan un periodo de tiempo mucho mayor del tiempo que los humanos existimos como especie.

Existen algunas fases en la vida de una estrella que ocurren en una escala de tiempo lo suficientemente pequeña para ser observada en detalle. Una de estas fases es la muerte violenta y rápida de una estrella como supernova. Pero aunque esta fase es relativamente corta en tiempo comparada con la edad de la estrella, es poco frecuente.

Las estrellas generan su energía transformando el hidrógeno en helio, pero en el interior de la estrella también se generan otros procesos que producen, en menor cantidad, otros elementos distintos del hidrógeno y el helio.

Los astrónomos afrontan la composición química de una estrella de una manera muy pragmática. Dividen los 92 elementos en tres grupos: Hidrógeno, helio y el resto de elementos.  Al tercer grupo, al resto de elementos químicos que no son ni hidrógeno ni helio es a lo que llamamos metalicidad, que se define por tanto, como la proporción del material de una estrella que no es ni hidrógeno ni helio.

La cantidad de estos elementos es proporcional a la rapidez y duración del proceso de transformación de hidrógeno en helio, también conocido como nucleosíntesis. Por lo tanto, la metalicidad pude servir de indicador de la edad de una estrella y puede ser usado además para ayudar a clasificar las estrellas según las distintas fases que atraviesan a lo largo de su vida.

Sin embargo en ritmo de nucleosíntesis y la edad de una estrella no son los únicos factores que afectan a su metalicidad. También depende de la cantidad de otros elementos que estaban presentes cuando se formó la estrella. Todas las estrellas, excepto aquellas de la primera generación, contienen material que ya ha sido parte de otra estrella anteriormente. A lo largo del tiempo la cantidad de otros elementos va aumentando a medida que el hidrógeno y el helio son transformados. Por lo tanto, la metalicidad de las estrellas se va incrementando en cada una de las sucesivas generaciones.

Esta metalicidad creciente a lo largo de las distintas generaciones de estrellas es el factor clave para definir las distintas poblaciones de estrellas en la Vía Láctea. Empecemos por las fáciles, aquellas compuestas de jóvenes estrellas como nuestro Sol. Se trata de estrellas con una metalicidad relativamente alta, haciendo hincapié en el término “relativamente”, ya que las cantidades absolutas de estos elementos sigue siendo muy pequeñas comparadas con la cantidad total de hidrógeno de la estrella. Este tipo de estrellas componen la llamada Población I.

Las estrellas de la Población I son estrellas relativamente jóvenes, con menos de 10.000 millones de años de edad y se encuentran con más frecuencia en los brazos espirales de nuestra galaxia. Igualmente, las estrellas de los cúmulos abiertos son todas estrellas de la Población I.

Cúmulo abierto M45 - Las Pléyades

En términos generales, se puede decir que las estrellas de Población I tienen un movimiento ordenado dentro de la galaxia, con órbitas casi circulares y con frecuencia tienen sistemas planetarios a su alrededor.

A medida que volvemos atrás en el tiempo y observamos estrellas más antiguas, observamos que decrece la metalicidad.  Estas estrellas forman la denominada Población II y son las estrellas más antiguas que podemos observar. Se pueden encontrar a lo largo de la galaxia y forman órbitas elípticas y excéntricas. Se concentran en mayor número en centro y en el halo galáctico e incluyen estrellas variables tipo RR Lyrae y sub-enanas. Son también las componentes de los cúmulos globulares, por lo que sabemos que estos cúmulos son muy antiguos.

No existe una clara línea divisoria entre los dos tipos de estrellas, y la metalicidad varía entre los dos extremos haciendo posible varios tipos de subpoblaciones. Sin embargo sí existe un patrón claro en la distribución de los dos tipos de poblaciones, lo que plantea interesantes cuestiones. ¿Porqué no se encuentras estrellas de Población I en el centro de la galaxia? ¿Porqué se encuentran con frecuencia estrellas de Población II en los cúmulos globulares? Las respuestas a estas preguntas arrojan luz sobre la forma en la que la Vía Láctea ha cambiado a lo largo del tiempo. Dado que el ritmo de formación de estrellas ha variado en el tiempo en las distintas zonas de la galaxia, las variaciones de metalicidad que ahora observamos reflejarán esas diferencias.

Cúmulo globular M5.

Hay otra interesante pregunta a la que dar respuesta. Las estrellas de Población II tienen una baja metalicidad, pero ¿De dónde procede ese material? La teoría de cómo se formó el universo nos dice que el material inicial del que se formaron las primeras estrellas no tenía ningún otro elemento que no fuera hidrógeno y helio lo que implica que las estrellas de la Población II no son estrellas de primera generación, por lo que existió una generación anterior de cuyos restos de formaron las estrellas de la Población II.

Estas estrellas más antiguas pertenecen a la Población III y se supone que son las primeras estrellas que se formaron en el universo. Su existencia es teórica e hipotética ya que este tipo de estrellas no es visible hoy en día. Por esta razón existe una gran especulación sobre la naturaleza de estas estrellas. Podrían haber sido muy calientes y brillantes y con masas muy superiores a las que podemos observar hoy en día.  De ser cierto este extremo, disminuirían enormemente las posibilidades de poder observar una de estas estrellas, ya que habrían tenido una vida relativamente corta.

L Cate Kendal

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