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Explorando la Vía Láctea con estrellas variables RR Lyrae

Imagen destacada. Impresión artísitca de la Vía Láctea vista desde el exterior. Esta es una visión privilegiada que seguramente nunca alcanzaremos. Sin embargo, gracias a la astronomía, tenemos una buena idea de como debe de lucir. Créditos: ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt.

Conocemos centenares de miles de millones de galaxias espirales, todas ellas con preciosas morfologías que maravillan a cualquier persona aficionada a la astronomía: bulbos, discos con espirales y halos de todos los tamaños y colores, e incluso fusiones galácticas en acción rompiendo todos los esquemas. Sin embargo, hay una galaxia que se esconde de nosotros pese a estar muy cerca: la nuestra, la Vía Láctea, pues es muy difícil de apreciar su forma completa desde su interior. Aun así, la esperanza no está perdida, pues la investigación del artículo de hoy ha hecho un gran paso en esta dirección.

¿Qué forma tiene nuestra galaxia?

Imagen 1. Dibujo esquemático de la Vía Láctea con sus componentes: el bulbo (bulge) en el centro, los discos grueso y delgado (thick disc y thin disc) y el halo (galactic halo). El Sol (Sun) se encuentra bien adentro del disco delgado a una cómoda distancia de 8.5 kpc del centro galáctico. Créditos: usuario de Wikipedia Gapa p.

La comunidad astronómica no empieza desde cero en este ámbito. Misiones como Hipparcos o Gaia han tenido un gran éxito al catalogar miles de millones de estrellas en nuestra galaxia, incluyendo distancias basadas en el paralaje y movimientos propios, lo que nos da información tanto sobre la distribución de materia en la Vía Láctea como sobre su movimiento.

Así pues, es bien conocido que la Vía Láctea es una galaxia espiral con cuatro grandes barriadas (Imagen 1). La primera es el bulbo galáctico, una acumulación esférica de estrellas viejas formadas alrededor del centro galáctico. Por otro lado, tenemos el disco que está en realidad compuesto por dos poblaciones distintas: el disco delgado, con un grosor aproximado de 1 kpc, compuesto por estrellas jóvenes de alta metalicidad y con una gran velocidad orbital alrededor del centro galáctico, y el disco grueso con un grosor aproximado de 10 kpc, compuesto por estrellas viejas de baja metalicidad y con menor velocidad orbital. Finalmente, un 1% de la masa de la Vía Láctea se encuentra en el halo esférico que envuelve tanto ambos discos como el bulbo. Este halo está también compuesto por estrellas viejas y no presenta una velocidad de rotación característica: las estrellas siguen órbitas aleatorias alrededor del centro galáctico.

Así pues, ¿qué trae de nuevo la investigación del artículo? Esta vez se ha usado un tipo de estrellas muy particular: estrellas variables RR Lyrae.

Estrellas variables RR Lyrae: pulsaciones al ritmo de la luminosidad y la metalicidad.

Imagen 2. Distribución de las 3417 estrellas RR Lyrae en el plano de altitud respecto al disco galáctico (z) en función de la distancia al centro galáctico (r) en su conjunto (arriba a la izquierda), el halo (arriba a la derecha) y en los discos (abajo). Créditos: artículo original de este astrobito.

Las estrellas RR Lyrae, que deben su nombre a la primera estrella de su clase descubierta en la constelación de Lyra, sufren pulsaciones periódicas en su luminosidad con periodos de entre 0.2 y 1.1 días. De forma similar a las variables Cefeidas, sus periodos de oscilación están íntimamente relacionados con su luminosidad total y metalicidad, siendo estos más rápidos a menores luminosidad y metalicidades. Así pues, midiendo este periodo y la metalicidad, se puede saber su luminosidad total, y comparando la luminosidad de una estrella con su brillo aparente nos permite medir su distancia con una gran precisión.

Siguiendo esta línea, el equipo de investigación tomó 3417 estrellas RR Lyrae de los catálogos Gaia, ASAS (All Sky Automated Survey) y ZTF (Zwicky Transient Facility) y calculó sus distancias con una gran precisión, creando un mapa tridimensional de su distribución. Añadiéndole a esto información completa sobre su velocidad radial y movimiento propio, esto resultó en un mapa tanto espacial como de sus velocidades como de la distribución de la metalicidad en estrellas RR Lyrae del disco y el halo galáctico (Imagen 2). Sin embargo, la investigación excluyó el bulbo debido a que su población de estrellas RR Lyrae ya había sido estudiada en anterioridad por otros equipos. Pero sin más dilaciones, vayamos a ver los resultados.

Una Vía Láctea con tres poblaciones claras y un pasado violento.

La morfología y la historia de Vía Láctea se oculta en sus estrellas. En el astrobito de hou, vemos como un equipo de investigación
Image 3. Dispersión en el plano de metalicidad y velocidad orbital de las estrellas RR Lyrae de cada poblacion (de arriba abajo: disco grueso, disco delgado y halo). Los valores promedios o más frequentes son indicados en cada caso. Créditos: adaptada del artículo original de este astrobito.

Lo primero que notaron es que, efectivamente, las RR Lyrae de cada población siguen la distribución esperada de velocidades y metalicidades, como se muestra en la Imagen 3. Antes de seguir, quisiera aclarar que medimos la metalicidad en [Fe/H], lo que indica el logaritmo de la ratio de abundancias del hierro sobre el hidrógeno comparada con el valor solar. Así pues, un valor de zero 0 implica la misma metalicidad que el Sol, mientras que -1 es diez veces menor y +1 diez veces mayor. Con esto, seguimos. La mayoría de las RR Lyrae pertenecientes al disco grueso tienen una velocidad orbital de entre 80 y 200 km/s en el mismo sentido, con un valor promedio de 110 km/s y una metalicidad [Fe/H] promedia de -1 aproximadamente. La mayoría de las pertenecientes al disco delgado, en cambio, tienen velocidades orbitales mayores de 200 km/s, con un valor promedio de 230 km/s y metalicidad promedia de -0.08, muy próxima a la solar. Finalmente, las estrellas del halo presentan velocidades orbitales en ambos sentidos, pero con una velocidad promedia de 60 km/s en el mismo sentido que los dos discos y una metalicidad de -1.15, la más baja de todas.

Esta información es consistente con un disco delgado joven compuesto de estrellas formadas recientemente, ya indicado por observaciones anteriores y por modelos y simulaciones de la Vía Láctea. La menor velocidad orbital del disco grueso se explica con las asimetrías en el campo gravitatorio de la zona causadas por la influencia de los brazos espirales y gas que va cayendo hacia el disco delgado, que con el tiempo caotiza las órbitas de sus componentes.

Y en particular, pese a la amplia distribución de velocidades en el halo, la existencia de una significante fracción de estrellas con órbitas en el mismo sentido que los discos favorece la hipótesis la colisión Gaia-Enceladus y la Salpicadura, según la cual una galaxia enana colisionó con la nuestra poco después de su formación y fue absorbida con una gran salpicadura que lanzó estrellas del antaño disco hacia el halo. Esta hipótesis explicaría su baja metalicidad. La Vía Láctea primitiva estuvo compuesta por hidrógeno y helio, y no fue hasta que las primeras estrellas devolvieron los productos de su fusión nuclear que el gas empezó a adquirir elementos más pesados. Durante aquel impacto el disco no había procesado tantas generaciones estelares como en la actualidad así que las estrellas lanzadas en el halo presentan la baja metalicidad que observamos hoy en día. La hipótesis también explica la preferencia en la rotación, pues las estrellas salpicadas del disco se llevaron consigo parte de su velocidad orbital original.

Así pues, queda claro que, pese a no poder ver nuestra propia galaxia con el mismo esplendor que muchas otras galaxias espirales, aún es posible aprender mucho sobre su forma e historia a partir de la información de sus estrellas. Nunca hay que perder la esperanza, ya que las estrellas del cielo nos cuentan mucho sobre el pasado de nuestra casa.

Acerca de Miquel Colom i Bernadich

Nacido y criado en Catalunya, mostré mi interés por la astronomía desde bien chiquitito. Estudié física fundamental en la Universidad de Barcelona y redacté mi tesis de grado sobre el crecimiento de las galaxias. Cursé un máster en astronomía y ciencias del espacio en la Universidad de Uppsala, en Suecia, donde practiqué astronomía de neutrinos con la gente del IceCube entre otras cosas. Redacté mi tesis de máster en Berlín sobre astronomía de rayos-X con los telescopios XMM-Newton y eROSITA, y ahora soy estudiante doctoral en Instituto Max Planck por la Radioastronomía en Bonn, Alemania. Mi tarea actual es cazar y analizar radiopúlsares, estrellas de neutrones magnetizadas con altas frequencias de rotación, con los radiotelescopios de MeerKAT y Parkes. En mi tiempo libre soy un gamer, lector y excursionista. Me interesa mucho la historia moderna también.

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