Poblaciones estelares

De acuerdo con una clasificación introducida por Walter Baade (1893-1960), las estrellas pueden subdividirse en dos categorías según su edad: la Población I que comprende a estrellas jóvenes; y la Población II que comprende estrellas viejas.

Baade llegó a esta distinción observando que las galaxias lejanas, como Andrómeda, tienen un halo circular caracterizado por estrellas rojas viejas (Población II) y brazos en espiral caracterizados por estrellas más jóvenes (Población 1).

Las estrellas viejas de la Población II se han formado hace alrededor de diez mil millones de años, cuando las galaxias comenzaban a condensarse y en su interior nacían las primeras estrellas. En aquellos tiempos, los brazos en espiral no se habían aún formado y las estrellas, hoy transformadas en rojas, se encuentran aproximada mente en un halo de forma circular.

Las estrellas jóvenes de la Población I se encuentran, en cambio, en una capa delgada que coincide con el plano galáctico, en el cual están acumulados gases y polvos: de los procesos de condensación aún en curso, nacen precisamente los nuevos astros que se hacen visibles bajo la forma de estrellas azules.

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.

Durante mucho tiempo se pensaba que todas las estrellas de población II eran de baja metalicidad, pero ya se sabe que esto 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.