Las observaciones de un equipo internacional de astrónomos con el espectrómetro UVES en el Very Large Telescope de ESO en el Observatorio Paranal (Chile) han arrojado nueva luz sobre la época más temprana de la galaxia de la Vía Láctea.
La primera medición del contenido de berilio en dos estrellas en un cúmulo globular (NGC 6397) - empujando la tecnología astronómica actual hacia el límite - ha permitido estudiar la fase temprana entre la formación de la primera generación de estrellas en el Milky Manera y la de este cúmulo estelar. Se encontró que este intervalo de tiempo era de 200 a 300 millones de años.
La edad de las estrellas en NGC 6397, determinada por medio de modelos de evolución estelar, es de 13.400? 800 millones de años. Agregar los dos intervalos de tiempo da la edad de la Vía Láctea, ¿13,600? 800 millones de años.
La mejor estimación actual de la edad del Universo, como se deduce, por ejemplo, de las mediciones del Fondo Cósmico de Microondas, es de 13,700 millones de años. Por lo tanto, las nuevas observaciones indican que la primera generación de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea se formó poco después del final de la "Edad Oscura" de ~ 200 millones de años que sucedió al Big Bang.
La era de la Vía Láctea
¿Cuántos años tiene la Vía Láctea? ¿Cuándo se encendieron las primeras estrellas de nuestra galaxia?
Una comprensión adecuada de la formación y evolución del sistema de la Vía Láctea es crucial para nuestro conocimiento del Universo. Sin embargo, las observaciones relacionadas se encuentran entre las más difíciles, incluso con los telescopios más potentes disponibles, ya que implican un estudio detallado de objetos celestes antiguos, remotos y en su mayoría débiles.
Cúmulos globulares y la edad de las estrellas
La astro física moderna es capaz de medir las edades de ciertas estrellas, es decir, el tiempo transcurrido desde que se formaron por condensación en enormes nubes interestelares de gas y polvo. Algunas estrellas son muy "jóvenes" en términos astronómicos, solo unos pocos millones de años como las de la cercana Nebulosa de Orión. El Sol y su sistema planetario se formaron hace unos 4.560 millones de años, pero muchas otras estrellas se formaron mucho antes. Algunas de las estrellas más antiguas de la Vía Láctea se encuentran en grandes cúmulos estelares, en particular en "cúmulos globulares" (Foto PR 23a / 04), llamadas así por su forma esferoidal.
Las estrellas que pertenecen a un cúmulo globular nacieron juntas, de la misma nube y al mismo tiempo. Dado que las estrellas de diferentes masas evolucionan a diferentes velocidades, es posible medir la edad de los cúmulos globulares con una precisión razonablemente buena. Los más antiguos tienen más de 13,000 millones de años.
Aún así, esas estrellas en racimo no fueron las primeras estrellas en formarse en la Vía Láctea. Sabemos esto, porque contienen pequeñas cantidades de ciertos elementos químicos que deben haber sido sintetizados en una generación anterior de estrellas masivas que explotaron como supernovas después de una vida corta y enérgica. El material procesado se depositó en las nubes de las que se hicieron las próximas generaciones de estrellas, cf. ESO PR 03/01.
A pesar de las búsquedas intensivas, hasta ahora no ha sido posible encontrar estrellas menos masivas de esta primera generación que todavía puedan brillar hoy. Por lo tanto, no sabemos cuándo se formaron estas primeras estrellas. Por el momento, solo podemos decir que la Vía Láctea debe ser más antigua que las estrellas cúmulos globulares más antiguas.
¿Pero cuanto más viejo?
Berilio al rescate
Por lo tanto, lo que los astrofísicos desearían tener es un método para medir el intervalo de tiempo entre la formación de las primeras estrellas en la Vía Láctea (de las cuales muchas se convirtieron rápidamente en supernovas) y el momento en que se formaron las estrellas en un cúmulo globular de edad conocida. La suma de este intervalo de tiempo y la edad de esas estrellas sería la edad de la Vía Láctea.
Nuevas observaciones con el VLT en el Observatorio Paranal de ESO ahora han producido un avance en esta dirección. El elemento mágico es "Berilio"!
El berilio es uno de los elementos más ligeros [2]: el núcleo del isótopo más común y estable (Berilio-9) consta de cuatro protones y cinco neutrones. Solo el hidrógeno, el helio y el litio son más ligeros. Pero si bien esos tres se produjeron durante el Big Bang, y si bien la mayoría de los elementos más pesados se produjeron más tarde en el interior de las estrellas, el Berilio-9 solo se puede producir por "espalación cósmica". Es decir, mediante la fragmentación de núcleos más pesados que se mueven rápidamente, originados en las explosiones de supernovas mencionadas y denominados "rayos cósmicos galácticos" enérgicos, cuando chocan con núcleos de luz (principalmente protones y partículas alfa, es decir, núcleos de hidrógeno y helio) en el medio interestelar
Rayos cósmicos galácticos y el reloj de berilio
Los rayos cósmicos galácticos viajaron por toda la Vía Láctea, guiados por el campo magnético cósmico. La producción resultante de berilio fue bastante uniforme dentro de la galaxia. La cantidad de berilio aumentó con el tiempo y es por eso que podría actuar como un "reloj cósmico".
Cuanto más tiempo transcurrió entre la formación de las primeras estrellas (o, más correctamente, su desaparición rápida en explosiones de supernovas) y la formación de las estrellas del cúmulo globular, mayor fue el contenido de berilio en el medio interestelar a partir del cual se formaron . Por lo tanto, suponiendo que este berilio se conserve en la atmósfera estelar, cuanto más se encuentre el berilio en dicha estrella, mayor será el intervalo de tiempo entre la formación de las primeras estrellas y de esta estrella.
Por lo tanto, el Berilio puede proporcionarnos información única y crucial sobre la duración de las primeras etapas de la Vía Láctea.
Una observación muy difícil.
Hasta aquí todo bien. Los fundamentos teóricos para este método de datación se desarrollaron durante las últimas tres décadas y todo lo que se necesita es medir el contenido de berilio en algunas estrellas de cúmulos globulares.
¡Pero esto no es tan simple como parece! El principal problema es que el berilio se destruye a temperaturas superiores a unos pocos millones de grados. Cuando una estrella evoluciona hacia la fase gigante luminosa, se produce un movimiento violento (convección), el gas en la atmósfera estelar superior entra en contacto con el gas interior caliente en el que todo el Berilio ha sido destruido y el contenido inicial de Berilio en la atmósfera estelar es así significativamente diluido. Para usar el reloj de berilio, por lo tanto, es necesario medir el contenido de este elemento en estrellas menos masivas y menos evolucionadas en el cúmulo globular. Y estas llamadas "estrellas de apagado (TO)" son intrínsecamente débiles.
De hecho, el problema técnico que hay que superar es triple: primero, todos los cúmulos globulares están bastante lejos y, dado que las estrellas a medir son intrínsecamente débiles, parecen bastante débiles en el cielo. Incluso en NGC6397, el segundo cúmulo globular más cercano, las estrellas TO tienen una magnitud visual de ~ 16, o 10000 veces más débil que la estrella más débil visible a simple vista. En segundo lugar, solo hay dos firmas de Berilio (líneas espectrales) visibles en el espectro estelar y, como estas viejas estrellas contienen comparativamente poco Berilio, esas líneas son muy débiles, especialmente cuando se comparan con las líneas espectrales vecinas de otros elementos. Y tercero, las dos líneas de Berilio están situadas en una región espectral poco explorada a una longitud de onda de 313 nm, es decir, en la parte ultravioleta del espectro que está fuertemente afectada por la absorción en la atmósfera terrestre cerca del límite a 300 nm, debajo de la cual las observaciones desde el suelo ya no son posibles.
Por lo tanto, no es de extrañar que tales observaciones nunca se hubieran hecho antes, las dificultades técnicas eran simplemente insuperables.
VLT y UVES hacen el trabajo
Utilizando el espectrómetro UVES de alto rendimiento en el telescopio Kuyen de 8,2 m del Very Large Telescope de ESO en el Observatorio Paranal (Chile), que es particularmente sensible a la luz ultravioleta, un equipo de ESO y astrónomos italianos [1] logró obtener el primer confiable mediciones del contenido de berilio en dos estrellas TO (indicadas "A0228" y "A2111") en el cúmulo globular NGC 6397 (foto PR 23b / 04). Ubicado a una distancia de aproximadamente 7,200 años luz en la dirección de un rico campo estelar en la constelación sur de Ara, es uno de los dos grupos estelares más cercanos de este tipo; el otro es Messier 4.
Las observaciones se realizaron durante varias noches en el transcurso de 2003. Con un total de más de 10 horas de exposición en cada una de las estrellas de magnitud 16, empujaron el VLT y los UVES hacia el límite técnico. Reflexionando sobre el progreso tecnológico, el líder del equipo, el astrónomo de ESO Luca Pasquini, está eufórico: "Hace solo unos años, cualquier observación como esta hubiera sido imposible y ¡solo había sido el sueño de un astrónomo!"
Los espectros resultantes (foto PR 23c / 04) de las débiles estrellas muestran las firmas débiles de los iones de berilio (Be II). La comparación del espectro observado con una serie de espectros sintéticos con diferente contenido de berilio (en astrofísica: "abundancia") permitió a los astrónomos encontrar el mejor ajuste y así medir la muy pequeña cantidad de berilio en estas estrellas: para cada átomo de berilio hay alrededor de 2,224,000,000,000 de átomos de hidrógeno.
Las líneas de berilio también se ven en otra estrella del mismo tipo que estas estrellas, HD 218052, cf. Foto PR 23c / 04. Sin embargo, no es miembro de un cúmulo y su edad no es tan conocida como la de las estrellas del cúmulo. Su contenido de berilio es bastante similar al de las estrellas del cúmulo, lo que indica que esta estrella de campo nació aproximadamente al mismo tiempo que el cúmulo.
Desde el Big Bang hasta ahora
Según las mejores teorías de espalación actuales, la cantidad medida de berilio debe haberse acumulado en el transcurso de 200 - 300 millones de años. El astrónomo italiano Daniele Galli, otro miembro del equipo, hace el cálculo: “Entonces, ahora sabemos que la edad de la Vía Láctea es mucho más que la edad de ese cúmulo globular: ¿nuestra galaxia debe ser 13,600? 800 millones de años ¡Es la primera vez que obtenemos una determinación independiente de este valor fundamental! ”.
Dentro de las incertidumbres dadas, este número también encaja muy bien con la estimación actual de la edad del Universo, 13.700 millones de años, que es el tiempo transcurrido desde el Big Bang. Por lo tanto, parece que la primera generación de estrellas en la galaxia de la Vía Láctea se formó aproximadamente en el momento en que terminó la "Edad Oscura", que ahora se cree que es unos 200 millones de años después del Big Bang.
Parece que el sistema en el que vivimos puede ser uno de los miembros "fundadores" de la población de galaxias en el Universo.
Más información
La investigación presentada en este comunicado de prensa se discute en un documento titulado "Estar en estrellas de NGC 6397: espalación temprana de la galaxia, cosmocronología y formación de conglomerados" por L. Pasquini y coautores que se publicarán en la revista europea de investigación. "Astronomía y Astrofísica" (astro-ph / 0407524).
Fuente original: Comunicado de prensa de ESO
