Durante mucho tiempo se consideró que los cúmulos globulares eran poblaciones estelares simples: todas sus estrellas nacieron al mismo tiempo a partir de una misma nube de gas, por lo que su composición química debería ser idéntica. Sin embargo, las observaciones de las últimas décadas han mostrado que casi todos los cúmulos contienen al menos dos grupos de estrellas que difieren en elementos ligeros como sodio, oxígeno, aluminio y magnesio. Estos grupos se denominan primera y segunda generación. En cuanto a elementos más pesados que el hierro, como el bario o el europio, los cúmulos suelen ser homogéneos. Solo unos pocos cúmulos pobres en metales, incluidos M15 y M92, muestran dispersión en la abundancia de elementos producidos por el proceso-r, es decir, la captura rápida de neutrones. Este trabajo se suma a las investigaciones que buscan la conexión entre las generaciones estelares y dicha dispersión: en M92 y NGC 2298 ya se encontró que la primera generación es más heterogénea en elementos pesados que la segunda. El presente artículo comprueba este escenario en M15 con una muestra de estrellas mayor que la utilizada anteriormente.
Los autores utilizaron espectros de archivo de 89 estrellas de M15 obtenidos con el espectrógrafo DEIMOS del telescopio Keck II. Los espectros de resolución media cubren el rango de longitudes de onda de 3900 a 9100 angstroms. Para cada estrella se construyó un espectro sintético con el paquete ATLAS-9/SYNTHE y se ajustó a las observaciones en tres etapas. Primero se determinaron la temperatura, la gravedad superficial, la metalicidad total y la velocidad radial. Luego se refinaron las abundancias de carbono y oxígeno para tener en cuenta su influencia en el espectro continuo. Finalmente, mediante un método de Monte Carlo basado en cadenas de Markov, se midieron las abundancias de 18 elementos, incluidos magnesio, itrio, bario, lantano y europio. Para separar las estrellas en generaciones se utilizó la agrupación por k-medias según la abundancia de magnesio: el umbral [Mg/Fe] = 0,28 separa la primera generación (magnesio alto) de la segunda (magnesio bajo).
La dispersión en la abundancia de itrio no difiere estadísticamente entre la primera y la segunda generación. Sin embargo, para el bario, el lantano y el europio, la varianza en la primera generación es significativamente mayor que en la segunda: la diferencia alcanza un nivel de 2σ bajo diferentes umbrales de errores de medición. Por ejemplo, para el bario, la desviación estándar de [Ba/Fe] es de 0,26 dex en la primera generación frente a 0,13 dex en la segunda (con errores <0,1 dex). Para el europio, la diferencia es visible si se excluye una estrella con abundancia anómalamente baja de Eu, que posiblemente en realidad pertenezca a la primera generación. Las varianzas obtenidas son consistentes con un escenario en el que el gas que dio origen a la primera generación fue enriquecido por el proceso-r de manera no uniforme, y para cuando se formó la segunda generación ya se había mezclado.
El resultado añade M15 a la lista de cúmulos donde la primera generación es más heterogénea en elementos del proceso-r que la segunda, después de M92 y NGC 2298. Esto refuerza la hipótesis de que las generaciones se formaron en momentos distintos: entre el nacimiento de la primera y la segunda generación transcurrió tiempo suficiente para que el gas se mezclara. Este escenario apoya los modelos con múltiples episodios de formación estelar, en lugar de una formación simultánea seguida de contaminación superficial de las estrellas. A diferencia de trabajos vecinos que usaron fotometría o muestras pequeñas, aquí se aplicó un análisis espectroscópico de 89 estrellas con una consideración detallada de los efectos sistemáticos del carbono y el oxígeno, lo que hace más fiable la conclusión sobre la diferencia de varianzas.
El siguiente paso es comprobar si se observa el mismo patrón en otros cúmulos globulares pobres en metales con dispersión conocida de elementos del proceso-r. Si la tendencia se confirma, se convertirá en un argumento importante a favor del escenario de múltiples generaciones. También se necesitarán modelos que expliquen por qué la fuente del proceso-r enriqueció solo una parte del gas de la primera generación y qué tipo de evento (supernova magnetorrotacional, colapsar u otro) tiene el retardo adecuado.
El resultado influye en los modelos de formación de cúmulos globulares y en la comprensión de las fuentes del proceso-r en el universo temprano.
Realizar un análisis similar en otros cúmulos con dispersión de elementos pesados y ampliar la muestra de estrellas en M15 para refinar las varianzas.
Para la astrofísica de cúmulos globulares, el problema central no resuelto es el origen de las poblaciones múltiples: por qué en un mismo cúmulo coexisten estrellas con diferentes abundancias de elementos ligeros. Este trabajo conecta ese problema con la evolución química de los elementos pesados y muestra que la dispersión de los elementos del proceso-r se correlaciona con las generaciones, lo que restringe los posibles escenarios de formación.
Esta sección está dirigida al autor del trabajo y a sus colegas. Los trabajos vecinos los encontró la búsqueda por significado en nuestro archivo, no por coincidencia de palabras. No evaluamos: mostramos el campo alrededor.
Qué hace el trabajo
Los autores midieron el contenido de Mg, Y, Ba, La y Eu en 89 estrellas de M15 usando los espectros de archivo de DEIMOS y dividieron la muestra en primera y segunda generación según [Mg/Fe]. Encontraron que la dispersión de los contenidos de Ba, La y Eu en la primera generación es significativamente mayor que en la segunda, lo que indica un mezclado incompleto del gas en la etapa temprana y su homogeneización para cuando se formó la segunda generación.
Dónde está su fuerza
El punto fuerte del trabajo es la conexión directa entre las generaciones estelares, identificadas por elementos ligeros, y la dispersión de los elementos pesados del proceso-r, lo que proporciona una escala temporal para el mezclado del gas en el protocúmulo.
Hacia dónde puede avanzar
Vale la pena probar
Por qué puede importar
Comprender la rapidez con que se mezcla el gas en los protocúmulos es importante para los modelos de formación de cúmulos globulares y para el origen de los elementos en el universo temprano.
Trabajos cercanos en nuestro archivo
El archivo está vacío alrededor de este trabajo: el análisis más cercano queda en 0.60, frente a un 0.64 habitual. Parece que aquí al lado casi nadie ha perforado.
La diferencia en la dispersión del bario entre las generaciones de M15 alcanza un factor de dos: 0,26 frente a 0,13 dex, lo que corresponde a una variación de 1,8 veces en la abundancia absoluta.