LA VÍA LÁCTEA SE APLANÓ EN DOS ETAPAS

El disco de nuestra Galaxia suele describirse como dos discos en uno: un disco delgado, dinámicamente «frío» y más joven, y un disco grueso, más «caliente» y más viejo. Las estrellas guardan memoria de dónde y cómo se formaron, lo que las convierte en fósiles del ensamblaje de la Galaxia: el objeto de la arqueología galáctica.

Se sabe que las estrellas más viejas se reparten a mayor altura sobre el plano. Pero ¿por qué? Compiten dos explicaciones:

• Calentamiento lento: las estrellas nacen en una capa de gas delgada y fría, y a lo largo de miles de millones de años las nubes moleculares gigantes, los brazos espirales y la barra central perturban sus órbitas y las hacen deambular cada vez más alto.
• Formación al revés (upside-down): el disco de gas de la Galaxia joven era en sí mismo grueso y turbulento, agitado por una fuerte acreción, por fusiones y por una intensa retroalimentación; las estrellas viejas simplemente nacieron gruesas, y el gas luego se enfrió y se asentó.

Distinguirlas requiere edades precisas para muestras completas de estrellas, sobre todo para las épocas más tempranas, cuando todo ocurría deprisa.

Datar estrellas en multitud

David Mirabal, Carme Gallart y sus colegas del Instituto de Astrofísica de Canarias, con socios en Granada, Teramo y Victoria (Canadá), trabajan en el proyecto ChronoGal. En lugar de datar las estrellas una a una, ajustan todo el diagrama color-magnitud de las estrellas cercanas al Sol, medido por el satélite europeo Gaia (tercera publicación de datos), con combinaciones de poblaciones estelares sintéticas. El resultado es un mapa de cuántas estrellas se formaron a cada edad y metalicidad, con edades precisas mejor que el 5 %: unos 500 millones de años para las estrellas más antiguas.

Estudiaron las estrellas situadas a menos de 1 kiloparsec del plano galáctico, divididas en una muestra cinemáticamente «fría» y otra «caliente», cortadas en ocho capas de altura y corregidas por las estrellas que la selección dejaba fuera. Un algoritmo de agrupamiento reunió después las estrellas en poblaciones de edad y metalicidad casi únicas. Para cada una, el equipo midió la altura de escala: hasta dónde se extiende típicamente la población por encima del plano.

Un brusco cambio de ritmo

Grosor de las poblaciones estelares frente a su edad: una caída abrupta para las más antiguas y un descenso lento tras la ruptura de hace 10.850 millones de años. Los colores indican la metalicidad. — Figura 2, Mirabal et al. (2026), arXiv:2610.03164.

Cuanto más joven es una población, más pegada está al plano. Pero la relación no es una sola línea. Un ajuste con dos segmentos rectos encuentra una ruptura hace 10.850 millones de años (con un margen de unos 130 millones de años):

• Antes: el grosor disminuía unos 1,88 kiloparsecs por cada 1.000 millones de años. Las poblaciones más antiguas se extienden más de 1,26 kiloparsecs —las dos más antiguas de todas, aún más, unos 1,75 y 2,10— y en solo unos 2.000 millones de años el grosor bajó a unos 0,5 kiloparsecs.
• Después: el adelgazamiento se ralentizó hasta solo 0,038 kiloparsecs por cada 1.000 millones de años. Las poblaciones más jóvenes se sitúan en torno a 0,1 kiloparsecs, y las estrellas que nacen hoy se extenderían hasta unos 0,12.

La incertidumbre sobre el ritmo inicial es grande, pero los dos regímenes son claramente distintos. Incluso las poblaciones apenas algo más viejas que la ruptura, de unos 11.000 millones de años, son más gruesas que el disco grueso en su conjunto (unos 0,9 kiloparsecs). La ruptura resiste una prueba con una sencilla rejilla uniforme de edades y metalicidades en lugar de los grupos definidos automáticamente.

Nacidas gruesas

Para los autores, el calentamiento lento por sí solo no puede explicar un asentamiento temprano tan rápido: las fusiones frecuentes habrían mantenido caliente el disco joven hasta la última gran fusión, que los autores llaman GSE, hace unos 10.000 millones de años. Los datos respaldan en cambio la formación al revés en la fase temprana. El gas turbulento se enfrió y se hundió hacia el plano medio en unos pocos miles de millones de años, formando el disco grueso; el disco grueso definido químicamente ya estaba en su lugar hace unos 11.000 millones de años.

Después, aproximadamente tras esa fusión, la Galaxia entró en una época más tranquila, en la que el gas se asentó gradualmente y construyó el disco delgado que vemos hoy. Para este periodo posterior, los datos por sí solos no permiten distinguir entre un calentamiento lento y un asentamiento lento. El panorama coincide con las simulaciones cosmológicas de galaxias similares a la Vía Láctea y con una datación reciente del momento en que la Galaxia «arrancó a girar» como disco en rotación.

En palabras de los autores, la gran altura de las estrellas más antiguas «no es simplemente el resultado de un prolongado calentamiento dinámico secular, sino un fósil estructural de la fase de ensamblaje de la Galaxia temprana».