"... dirigió el telescopio a la galaxia vecina de Andrómeda, y descubrió algo relativamente insospechado: en ella convivían dos generaciones de estrellas diferentes".

Este videoblog permite conjugar algunos de los términos más atractivos de la astrofísica, como "generaciones de estrellas" (¿de verdad las estrellas presentan una "sucesión de descendientes en línea recta", como sugiere la Real Academia Española?), lo que nos llevaría a las "primeras estrellas", aquellas que se encargaron de iluminar un universo completamente oscuro y dieron paso al "renacimiento cósmico" (mola, ¿verdad?).

Pero empecemos por Andrómeda (o M31), una galaxia que fue dando tumbos por el universo hasta que se estableció su distancia definitiva. En 1917, mediante el estudio de las novas, Heber Curtis (sí, el de los universos isla; véase videoblog titulado "El gran debate") situaba a M31 a quinientos mil años luz de distancia. En 1922, el astrónomo estonio Ersnt Öpik publicaba un artículo que desplazaba a Andrómeda un millón de años luz, colocándola a un millón quinientos mil años luz de nosotros. Siete años después, Edwin Hubble, analizando el periodo de las cefeidas, volvía a acercar Andrómeda y la situaba a novecientos mil años luz de distancia. Y en 1956, Baade, al hallar que existían dos tipos de cefeidas, volvía a provocar un enorme desplazamiento al llevársela hasta el millón ochocientos mil años de distancia (lo que, de paso, dobló el tamaño del universo). Y Andrómeda no se quedó ahí porque, a día de hoy, las estimaciones apuntan a que se encuentra a dos millones quinientos mil años luz.

Andrómeda GALEX, JPL-Caltech, NASA

El resultado de Baade constituyó un hito porque retomaba y ampliaba la idea sugerida por Jan Oort que proponía la existencia de dos poblaciones de estrellas. Oort la había planteado estudiando la Vía Láctea, pero Baade pudo comprobar que también se distinguían poblaciones en Andrómeda y, más importante aún, vio que esta distinción afectaba a las cefeidas, empleadas precisamente para determinar la distancia a M31. Oort distinguía, por un lado, las estrellas de "alta velocidad", que dibujaban trayectorias muy elípticas en torno al centro galáctico y que mostraban características físicas diferentes de las que consideraba estrellas "normales", es decir, aquellas situadas en la vecindad solar y que se movían en órbitas circulares. Baade puso nombre a cada clase: llamó Tipo II (o Población II) a las primeras que, según observó, eran características de las regiones centrales de la galaxia y de una tenue y casi esférica "atmósfera" que rodeaba todo el sistema (lo que hoy conocemos como halo), y Tipo I (o Población I) a las segundas, que se concentraban en los brazos espirales de la galaxia.

Estrellas viejas (población II). Cúmulo globular Messier 15, con una edad de unos trece mil millones de años.

Pero las diferencias entre estas poblaciones estelares no son solo geográficas o cinemáticas, sino que entre la Población I y II existe otra diferencia fundamental, la edad, que guarda relación con el contenido en elementos pesados o metales -en astrofísica, todos menos el hidrógeno y el helio- de las estrellas.

Al principio, el universo estaba compuesto, grosso modo, de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio (con unas pequeñas trazas de deuterio y litio). Los demás elementos fueron generados en los núcleos de las estrellas y dispersados por el medio en las explosiones de supernova, que enriquecieron el gas que engendró más estrellas; así, podemos hablar también de "generaciones de estrellas", ya que las más jóvenes, como el Sol, surgieron a partir de nubes de gas enriquecidas con elementos complejos formados en las estrellas de la generación anterior. De este modo, las estrellas más viejas presentan una composición similar a la del universo primigenio, con una proporción de metales muy baja, mientras que las pertenecientes a generaciones posteriores tendrán un mayor contenido metálico.

ESA/Hubble & NASA Estrellas jóvenes (población I). Cúmulo de las Pléyades, con una edad de entre setenta y cinco y ciento cincuenta millones de años. Robert Gendler

Para ilustrar las diferencias se emplea el Sol, una estrella de la Población I (es decir, joven, o de segunda generación) que presenta una cantidad de elementos pesados equivalente al 1,8 % de su masa total. Aunque parezca un porcentaje verdaderamente pequeño para una estrella con una alta tasa de metalicidad, hay que considerar que una de las estrellas más viejas que se conocen, HE0107-5240, cuya edad se estima en unos trece mil millones de años, muestra una metalicidad equivalente a 1/200.000 con respecto a la del Sol. Y existe otro caso aún más extremo, el de SDSS J102915+172927, con una edad similar pero con una proporción de metales tan baja que hasta su formación constituye un misterio: se cree que, para que se condense la nube de gas y nazcan estrellas de su tamaño -unas 0,8 masas solares- es necesaria una cantidad mínima de metales que SDSS J102915+172927 no presenta.

Sin embargo, y a pesar de las cantidades casi ridículas de metales que presentan estas venerables estrellas de la Población II, queda un cabo suelto: ¿de dónde salieron las pequeñas cantidades de carbono, oxígeno o calcio que presentan, por ejemplo, SDSS J102915+172927 o HE0107-5240? Es decir, antes que ellas -se cree que cuando el universo tenía tan solo pocos cientos de millones de años- debió de existir otra generación de estrellas compuestas solo por hidrógeno y helio que iluminaron el entonces oscuro universo y que, a su muerte, enriquecieron el medio interestelar con los primeros elementos pesados. Esas son las estrellas de la, aún hipotética, Población III: unas estrellas que, según diversos modelos, podrían haber alcanzado una masa de entre trescientas y mil veces la masa del Sol y una temperatura superficial de hasta diecisiete veces la solar. Se cree que estas estrellas de la Población III, caracterizadas también por una vida efímera (apenas unos pocos millones de años), fueron las responsables de la reionización del medio interestelar, lo que puso fin a la "era oscura". La luz ultravioleta de aquellas primeras estrellas ionizó los átomos de hidrógeno neutro que poblaban el universo (y que absorbían la radiación, de ahí la "era oscura") y el universo fue, paulatinamente, haciéndose transparente a la radiación -es decir, observable-.

¿Cómo se producen los elementos químicos?

La fusión en las estrellas genera suficiente energía como para formar todos los elementos de masa inferior el hierro. En las atmósferas de estrellas gigantes se pueden obtener algunos elementos más pesados como el plomo, el oro y el cobre en lo que se llama “proceso s” (s="slow", lento). El resto de los elementos, todos radiactivos, solo se producen en un evento explosivo con una gran densidad de neutrones (el “proceso r”, por rápido) como una supernova, que expulsa gran cantidad de materia al medio interestelar.