Población estelar


Población estelar

Población estelar

Históricamente, la diferencia entre estrellas del disco y estrellas del esferoide fue descubierta por el astrónomo alemán Walter Baade en la galaxia de Andrómeda. Él mismo definió dos clases de estrellas: las de Población I y de Población II. Es importante notar que Baade estableció esta clasificación antes de que se conocieran los procesos de evolución estelar, por lo que su clasificación es puramente empírica.

Los criterios de clasificación incluyen la velocidad en el espacio, localización dentro de la galaxia, edad, composición química y diferencias de distribución en el diagrama de Hertzsprung-Russell.

Las estrellas de la población I son las que Baade asociaba con el disco de Andrómeda, contienen cantidades significativas de elementos más pesados que el helio (llamados "metales" por los astrónomos). Estos elementos pesados fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por explosiones de supernovas. Nuestro Sol es una estrella de población I. Son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea y de cualquier otra galaxia espiral.

Las estrellas de la población II pertenecen a las primeras generaciones de estrellas de vida larga creadas tras el big bang, y por tanto la mayoría con poca abundancia de metales. Resulta improbable que tengan planetas orbitándolas. Las estrellas de población II se encuentran en cúmulos globulares y en el núcleo de la Vía Láctea. También estas estrellas pueden llegar a conformar toda una galaxia elíptica.

Durante mucho tiempo se pensaba que todas las estrellas de Población II eran de baja metalicidad, pero ya se sabe que eso no es cierto. En la Galaxia, las estrellas de población II del halo estelar son efectivamente de baja metalicidad. Sin embargo, las estrellas de población II del bulbo tienen metalicidades relativamente altas que pueden llegar a ser solares.

Las estrellas de la población II son mucho más viejas que las de la población I, al contrario de lo que cabría esperar por la numeración asignada. Cuando se empezó a examinar la composición de las estrellas no se sabía por qué algunas tenían menos abundancia de metales que otras. Ahora con los conocimientos de Evolución estelar se sabe que las estrellas de población II sean de baja masa, ya que las estrellas masivas que nacieron junto con las estrellas de población II ya han muerto.

Una tercera y aún hipotética población estelar es la población III. Estas estrellas pertenecerían justo a la primera generación tras el big bang cuando apenas había trazas de elementos más pesados que el helio. Se supone, pues, que estas estrellas no tienen ninguna metalicidad y explicarían los elementos pesados observados en la emisión de los quasars. Asimismo, se cree que estas estrellas dispararon el período de la reionización. Por desgracia todavía no se ha observado ninguna que confirme su existencia. Aunque se espera que eso cambie con los futuros telescopios de nueva generación y es que a la distancia que deberían encontrarse, los actuales telescopios no son capaces de resolver estrellas. Según los modelos estelares deberían haber sido extremadamente grandes, calientes y por tanto de corta vida, posiblemente con la masa de varios cientos de veces la del Sol.

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Wikimedia foundation. 2010.

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