{"id":16221,"date":"2017-08-23T11:11:18","date_gmt":"2017-08-23T14:11:18","guid":{"rendered":"http:\/\/www.astrofisicamas.cl\/?p=16221"},"modified":"2023-08-07T19:56:56","modified_gmt":"2023-08-07T19:56:56","slug":"nuestra-investigacion-haciendo-paleontologia-galactica-a-partir-de-un-censo-quimico-de-estrellas-viejas-de-bulbo","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrofisicamas.cl\/en\/nuestra-investigacion-haciendo-paleontologia-galactica-a-partir-de-un-censo-quimico-de-estrellas-viejas-de-bulbo\/","title":{"rendered":"Nuestra investigaci\u00f3n: Haciendo paleontolog\u00eda Gal\u00e1ctica a partir de un censo qu\u00edmico de estrellas viejas de bulbo"},"content":{"rendered":"<h4 data-fontsize=\"16\" data-lineheight=\"17\"><em><strong>Por \u00c1lvaro Rojas Arriagada,\u00a0investigador postdoctoral MAS y del IA UC<\/strong><\/em><\/h4>\n<p><!--more--><\/p>\n<p><strong>El bulbo Gal\u00e1ctico es una gran protuberancia en el centro de nuestra galaxia hogar, la V\u00eda L\u00e1ctea, que contiene alrededor de \u00bc del total de su masa estelar.<\/strong> Desde nuestro privilegiado punto de vista al interior de la V\u00eda L\u00e1ctea, vemos el bulbo en el cielo como una sobre-densidad en la banda difusa de luz al mirar hacia la constelaci\u00f3n de Sagitario. <strong>Con nuestros telescopios, podemos estudiarlo en gran detalle estrella por estrella. Esta gran ventaja es al mismo tiempo un gran problema: para obtener una buena idea general de sus propiedades necesitar\u00edamos estudiar en detalle alrededor de 600 grados cuadrados de cielo. Una gran cantidad de datos se hace necesaria.<\/strong><\/p>\n<p><strong>En nuestro art\u00edculo <\/strong>(<strong><a href=\"https:\/\/arxiv.org\/pdf\/1704.03325.pdf\">https:\/\/arxiv.org\/pdf\/1704.03325.pdf<\/a><\/strong>, A&amp;A, 601, A140), usamos datos del relevamiento Gaia-ESO (un relevamiento espectrosc\u00f3pico p\u00fablico de la ESO, <a href=\"http:\/\/www.gaia-eso.eu\/\">www.gaia-eso.eu<\/a>) para estudiar y comparar la composici\u00f3n qu\u00edmica de un grupo (~2500) de estrellas del \u201c<a href=\"https:\/\/es.wikipedia.org\/wiki\/Apelotonamiento_rojo\">red clump<\/a>\u201d distribuidas en varios campos en la regi\u00f3n del bulbo, y un grupo extra de estrellas del disco de la Galaxia (~6500). El red clump es una fase larga de la evoluci\u00f3n estelar de estrellas de baja masa en la cual ellas queman helio en sus n\u00facleos. <strong>La composici\u00f3n qu\u00edmica de las atm\u00f3sferas (la que podemos decodificar usando espectros, como los que provee el relevamiento Gaia-ESO) de estas estrellas viejas de bulbo ha permanecido relativamente intacta a trav\u00e9s de sus vidas, permiti\u00e9ndonos usarlas como registros f\u00f3siles de la historia temprana del bulbo, y a su vez, de la Galaxia en general.<\/strong><\/p>\n<p>Encontramos que la distribuci\u00f3n de elementos qu\u00edmicos de las estrellas del bulbo es bimodal. Los astr\u00f3nomos llamamos \u201cmetal\u201d a todos los elementos qu\u00edmicos m\u00e1s pesados que el helio. En este l\u00e9xico, hablamos de la funci\u00f3n de distribuci\u00f3n de metales (MDF por su sigla ingl\u00e9s) en la que cuantificamos las abundancias qu\u00edmicas relativas al hidr\u00f3geno (ver nota al pie) y las desplegamos en un histograma mostrando sus frecuencias. <strong>Vemos en la figura que las estrellas del bulbo muestran un modo rico en metales con metalicidad supersolar ([Fe\/H]~0.2 dex) y otro pobre en metales, poblado con estrellas que tienen alrededor de 1\/3 de contenido met\u00e1lico relativo al Sol<\/strong> ([Fe\/H]~-0.5 dex). Al estudiar la distribuci\u00f3n relativa de estrellas ricas y pobres en metales, observamos que las estrellas ricas en metales son m\u00e1s abundantes relativas a las pobres en metales cerca del plano Gal\u00e1ctico. Si bien estos resultados hab\u00edan sido revelados previamente por otros estudios, investigando en algunas ubicaciones particulares, <strong>esta es la primera vez que se hace una caracterizaci\u00f3n sistem\u00e1tica a partir de un an\u00e1lisis puramente espectrosc\u00f3pico de una muestra de alta calidad, y bien distribuida en la regi\u00f3n del bulbo.<\/strong><\/p>\n<p><strong>M\u00e1s all\u00e1 de la metalicidad, podemos usar las abundancias de otros elementos para aprender m\u00e1s acerca de la formaci\u00f3n de las estrellas del bulbo de diferentes metalicidades.<\/strong> En particular, adoptamos magnesio, uno de los llamados elementos alfa (ver nota al pie).<\/p>\n<p>Cuando graficamos estrellas de bulbo en el plano de [Mg\/Fe] vs [Fe\/H] \u00e9stas no quedan distribuidas de manera aleatoria sino que presentan una secuencia bien ajustada. Nosotros comparamos esa distribuci\u00f3n con las de nuestras muestras de estrellas de disco grueso y delgado. Como podemos ver en el panel b) de la Figura1, la secuencia del disco delgado corre por debajo de la del bulbo, excepto a metalicidades supersolares donde ambas secuencias comparten el mismo sitio. <strong>Esto nos dice que las estrellas ricas en metales actualmente en el bulbo posiblemente tuvieron su origen en el joven disco delgado de la Galaxia, siendo arrastradas\u00a0 hasta sus posiciones actuales por procesos din\u00e1micos tempranos.<\/strong><\/p>\n<p>Por otro lado, la secuencia\u00a0 expuesta por las estrellas de disco grueso parece compartir una posici\u00f3n muy similar a las del bulbo pobre en metales. A primera vista, esto podr\u00eda implicar un origen com\u00fan para ambas estructuras. Para probar esto, calculamos la posici\u00f3n en metalicidad en la cual la secuencia de estrellas del bulbo se dobla hacia abajo, la llamada \u201crodilla\u201d de la secuencia. El valor que obtuvimos (ver el panel c) de la Figura1) es ligeramente m\u00e1s elevado que el que obtuvimos de manera an\u00e1loga para el disco grueso. Esto significa que si bien las secuencias lucen bastante similares, las estrellas pobres en metales del bulbo se formaron m\u00e1s r\u00e1pido que las del disco grueso, con lo que esta poblaci\u00f3n fue una de las primeras estructuras en colapsar en estrellas en la V\u00eda L\u00e1ctea.<\/p>\n<p>Si bien nuestros resultados no proporcionan una respuesta final incontestable sobre el origen del bulbo pobre en metales, estamos contribuyendo a pavimentar el camino que otros estudios usando relevamientos como APOGEE o incluso futuras ediciones del Gaia-ESO tal vez sirvan para entender la formaci\u00f3n de nuestra galaxia hogar.<\/p>\n<figure id=\"attachment_16223\" aria-describedby=\"caption-attachment-16223\" style=\"width: 970px\" class=\"wp-caption aligncenter\"><a href=\"http:\/\/www.astrofisicamas.cl\/wp-content\/uploads\/2017\/08\/2017_08_23_ARojas2.jpg\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" class=\"wp-image-16223 size-full\" src=\"http:\/\/www.astrofisicamas.cl\/wp-content\/uploads\/2017\/08\/2017_08_23_ARojas2.jpg\" alt=\"\" width=\"970\" height=\"518\" \/><\/a><figcaption id=\"caption-attachment-16223\" class=\"wp-caption-text\">Figura 1: panel a) Funciones de distribuci\u00f3n de matalicidad. De arriba hacia abajo: distribuci\u00f3n combinada de campos cercanos al plano Gal\u00e1ctico, campos m\u00e1s alejados del mismo, y estrellas enanas locales. Panel b) Las estrellas de bulbo est\u00e1n graficadas en el plano de elementos_alfa vs metalicidad junto con dos lineas roja\/verde que representan la posici\u00f3n media de las estrellas de disco grueso\/delgado de nuestra muestra. Panel c) determinaci\u00f3n de la \u201crodilla\u201d de la secuencia de estrellas de bulbo.<\/figcaption><\/figure>\n<p><u>Notas:<\/u><\/p>\n<p>1.-\u00a0 A los astr\u00f3nomos nos gustan las escalas logar\u00edtmicas. En este caso, expresamos abundancias qu\u00edmicas en la llamada \u201cnotaci\u00f3n de par\u00e9ntesis cuadrados\u201d: [Fe\/H] = log(N<sub>Fe<\/sub>\/N<sub>H<\/sub>)<sub>estrella<\/sub> \u2013 log(N<sub>Fe<\/sub>\/N<sub>H<\/sub>)<sub>sol<\/sub>, donde\u00a0 N<sub>Fe<\/sub> y N<sub>H<\/sub> son las abundancias en n\u00famero de \u00e1tomos de hierro e hidr\u00f3geno respectivamente. El primer t\u00e9rmino de la ecuaci\u00f3n se refiere a estas cantidades para la estrella bajo consideraci\u00f3n, y el segundo t\u00e9rmino para el Sol.<\/p>\n<p>2.- Los elementos alfa son producidos por la adici\u00f3n sucesiva de part\u00edculas alfa (n\u00facleos de Helio, con dos protones y dos neutrones). Ellos son: O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca and Ti. Estos elementos son inyectados en el medio interestelar fundamentalmente a trav\u00e9s de explosiones de supernovas de tipo II, junto con peque\u00f1as cantidades de Hiero. Esto significa que para una poblaci\u00f3n estelar dada\u00a0 la proporci\u00f3n de elementos alfa con respecto al Hierro ([alfa\/Fe]) permanece relativamente constante mientras no hayan otras fuentes de poluci\u00f3n (como por ejemplo, supernovas de tipo Ia). De esta manera, sus abundancias pueden ser usadas como un reloj qu\u00edmico para comparar la tasa de formaci\u00f3n de estrellas de diferentes poblaciones estelares.<\/p>\n<p><a href=\"http:\/\/www.astrofisicamas.cl\/wp-content\/uploads\/2017\/08\/2017_08_23_ARojas1.jpg\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" class=\"aligncenter wp-image-16222 size-full\" src=\"http:\/\/www.astrofisicamas.cl\/wp-content\/uploads\/2017\/08\/2017_08_23_ARojas1.jpg\" alt=\"\" width=\"596\" height=\"240\" \/><\/a><\/p>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Por \u00c1lvaro Rojas Arriagada,\u00a0investigador postdoctoral MAS y del IA 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