Por Álvaro Rojas Arriagada, investigador postdoctoral MAS y del IA UC
El bulbo Galáctico es una gran protuberancia en el centro de nuestra galaxia hogar, la Vía Láctea, que contiene alrededor de ¼ del total de su masa estelar. Desde nuestro privilegiado punto de vista al interior de la Vía Láctea, vemos el bulbo en el cielo como una sobre-densidad en la banda difusa de luz al mirar hacia la constelación de Sagitario. 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 necesitaríamos estudiar en detalle alrededor de 600 grados cuadrados de cielo. Una gran cantidad de datos se hace necesaria.
En nuestro artículo (https://arxiv.org/pdf/1704.03325.pdf, A&A, 601, A140), usamos datos del relevamiento Gaia-ESO (un relevamiento espectroscópico público de la ESO, www.gaia-eso.eu) para estudiar y comparar la composición química de un grupo (~2500) de estrellas del “red clump” distribuidas en varios campos en la región del bulbo, y un grupo extra de estrellas del disco de la Galaxia (~6500). El red clump es una fase larga de la evolución estelar de estrellas de baja masa en la cual ellas queman helio en sus núcleos. La composición química de las atmósferas (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 través de sus vidas, permitiéndonos usarlas como registros fósiles de la historia temprana del bulbo, y a su vez, de la Galaxia en general.
Encontramos que la distribución de elementos químicos de las estrellas del bulbo es bimodal. Los astrónomos llamamos “metal” a todos los elementos químicos más pesados que el helio. En este léxico, hablamos de la función de distribución de metales (MDF por su sigla inglés) en la que cuantificamos las abundancias químicas relativas al hidrógeno (ver nota al pie) y las desplegamos en un histograma mostrando sus frecuencias. 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 metálico relativo al Sol ([Fe/H]~-0.5 dex). Al estudiar la distribución relativa de estrellas ricas y pobres en metales, observamos que las estrellas ricas en metales son más abundantes relativas a las pobres en metales cerca del plano Galáctico. Si bien estos resultados habían sido revelados previamente por otros estudios, investigando en algunas ubicaciones particulares, esta es la primera vez que se hace una caracterización sistemática a partir de un análisis puramente espectroscópico de una muestra de alta calidad, y bien distribuida en la región del bulbo.
Más allá de la metalicidad, podemos usar las abundancias de otros elementos para aprender más acerca de la formación de las estrellas del bulbo de diferentes metalicidades. En particular, adoptamos magnesio, uno de los llamados elementos alfa (ver nota al pie).
Cuando graficamos estrellas de bulbo en el plano de [Mg/Fe] vs [Fe/H] éstas no quedan distribuidas de manera aleatoria sino que presentan una secuencia bien ajustada. Nosotros comparamos esa distribución 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. 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 hasta sus posiciones actuales por procesos dinámicos tempranos.
Por otro lado, la secuencia expuesta por las estrellas de disco grueso parece compartir una posición muy similar a las del bulbo pobre en metales. A primera vista, esto podría implicar un origen común para ambas estructuras. Para probar esto, calculamos la posición en metalicidad en la cual la secuencia de estrellas del bulbo se dobla hacia abajo, la llamada “rodilla” de la secuencia. El valor que obtuvimos (ver el panel c) de la Figura1) es ligeramente más elevado que el que obtuvimos de manera análoga para el disco grueso. Esto significa que si bien las secuencias lucen bastante similares, las estrellas pobres en metales del bulbo se formaron más rápido que las del disco grueso, con lo que esta población fue una de las primeras estructuras en colapsar en estrellas en la Vía Láctea.
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 formación de nuestra galaxia hogar.
Notas:
1.- A los astrónomos nos gustan las escalas logarítmicas. En este caso, expresamos abundancias químicas en la llamada “notación de paréntesis cuadrados”: [Fe/H] = log(NFe/NH)estrella – log(NFe/NH)sol, donde NFe y NH son las abundancias en número de átomos de hierro e hidrógeno respectivamente. El primer término de la ecuación se refiere a estas cantidades para la estrella bajo consideración, y el segundo término para el Sol.
2.- Los elementos alfa son producidos por la adición sucesiva de partículas alfa (núcleos 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 través de explosiones de supernovas de tipo II, junto con pequeñas cantidades de Hiero. Esto significa que para una población estelar dada la proporción de elementos alfa con respecto al Hierro ([alfa/Fe]) permanece relativamente constante mientras no hayan otras fuentes de polución (como por ejemplo, supernovas de tipo Ia). De esta manera, sus abundancias pueden ser usadas como un reloj químico para comparar la tasa de formación de estrellas de diferentes poblaciones estelares.
