Cúmulo de estrellas

Los cúmulos estelares son grandes grupos de estrellas que se mantienen unidas por la autogravitación . Se pueden distinguir dos tipos principales de cúmulos estelares. Los cúmulos globulares son grupos compactos de diez mil a millones de estrellas viejas que están unidas gravitacionalmente . Los cúmulos abiertos son grupos de estrellas más laxos, que generalmente contienen menos de unos pocos cientos de miembros, que a menudo son muy jóvenes. A medida que se mueven a través de la galaxia , con el tiempo, los cúmulos abiertos se ven alterados por la influencia gravitatoria de nubes moleculares gigantes . Aunque ya no están unidos gravitacionalmente, continuarán moviéndose en la misma dirección a través del espacio y luego se conocen como asociaciones estelares , a veces denominadas grupos móviles .

Los cúmulos estelares visibles a simple vista incluyen las Pléyades , las Híades y 47 Tucanae .

Los cúmulos abiertos son muy diferentes de los cúmulos globulares. A diferencia de los globulares distribuidos esféricamente, están confinados en el plano galáctico , y casi siempre se encuentran dentro de los brazos espirales . Por lo general son objetos jóvenes, de hasta unas pocas decenas de millones de años de antigüedad, con unas pocas excepciones raras de hasta unos pocos miles de millones de años de antigüedad, como Messier 67 (el cúmulo abierto antiguo más cercano y más observado), por ejemplo. ^[1] Forman regiones H II como la Nebulosa de Orión .

Los cúmulos abiertos suelen tener unos pocos cientos de miembros y se encuentran en un área de hasta 30 años luz de diámetro. Al estar mucho menos densamente poblados que los cúmulos globulares, están mucho menos unidos gravitacionalmente y, con el tiempo, se ven alterados por la gravedad de nubes moleculares gigantes y otros cúmulos. Los encuentros cercanos entre los miembros de un cúmulo también pueden provocar la expulsión de estrellas, un proceso conocido como "evaporación".

Los cúmulos abiertos más destacados son las Pléyades y las Híades en Tauro . El Cúmulo Doble de h + Chi Persei también puede ser destacado bajo cielos oscuros. Los cúmulos abiertos suelen estar dominados por estrellas azules jóvenes y calientes, porque aunque dichas estrellas tienen una vida corta en términos estelares, ya que duran solo unas pocas decenas de millones de años, los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que estas estrellas mueran.

Un subconjunto de cúmulos abiertos constituye un cúmulo binario o agregado. ^[2] Una nueva investigación indica que Messier 25 puede constituir un cúmulo estelar ternario junto con NGC 6716 y Collinder 394. ^[3]

El establecimiento de distancias precisas a los cúmulos abiertos permite calibrar la relación período-luminosidad que muestran las estrellas variables Cefeidas , que luego se utilizan como velas estándar . Las Cefeidas son luminosas y se pueden utilizar para establecer tanto las distancias a galaxias remotas como la tasa de expansión del Universo ( constante de Hubble ). De hecho, el cúmulo abierto NGC 7790 alberga tres Cefeidas clásicas que son fundamentales para tales esfuerzos. ^{[4] [5]}

Los cúmulos incrustados son grupos de estrellas muy jóvenes que están parcialmente o totalmente envueltas en polvo o gas interestelar , que a menudo es impermeable a las observaciones ópticas. Los cúmulos incrustados se forman en nubes moleculares , cuando las nubes comienzan a colapsar y a formar estrellas . A menudo hay formación estelar en curso en estos cúmulos, por lo que los cúmulos incrustados pueden albergar varios tipos de objetos estelares jóvenes, incluidas protoestrellas y estrellas de presecuencia principal . Un ejemplo de un cúmulo incrustado es el cúmulo del Trapecio en la nebulosa de Orión . En la región central de la nube ρ de Ofiuco (L1688) hay un cúmulo incrustado. ^[6]

La fase de cúmulo incrustado puede durar varios millones de años, después de los cuales el gas en la nube se agota por la formación de estrellas o se dispersa a través de la presión de radiación , vientos y efluentes estelares o explosiones de supernovas . En general, menos del 30% de la masa de la nube se convierte en estrellas antes de que la nube se disperse, pero esta fracción puede ser mayor en partes particularmente densas de la nube. Con la pérdida de masa en la nube, la energía del sistema se altera, lo que a menudo conduce a la interrupción de un cúmulo estelar. La mayoría de los cúmulos incrustados jóvenes se dispersan poco después del final de la formación estelar. ^[7]

Los cúmulos abiertos que se encuentran en la galaxia son antiguos cúmulos incrustados que pudieron sobrevivir a la evolución temprana de cúmulos. Sin embargo, casi todas las estrellas que flotan libremente, incluido el Sol , ^[8] nacieron originalmente en cúmulos incrustados que se desintegraron. ^[7]

Los cúmulos globulares son agrupaciones aproximadamente esféricas de entre 10 mil y varios millones de estrellas agrupadas en regiones de entre 10 y 30  años luz de diámetro. Comúnmente consisten en estrellas muy antiguas de Población II (apenas unos cientos de millones de años más jóvenes que el universo mismo), que son en su mayoría amarillas y rojas, con masas inferiores a dos masas solares . ^[9] Estas estrellas predominan dentro de los cúmulos porque las estrellas más calientes y masivas han explotado como supernovas o han evolucionado a través de fases de nebulosa planetaria para terminar como enanas blancas . Sin embargo, existen unas pocas estrellas azules raras en los globulares, que se cree que se formaron por fusiones estelares en sus densas regiones internas; estas estrellas se conocen como rezagadas azules .

En la Vía Láctea, los cúmulos globulares se distribuyen de forma aproximadamente esférica en el halo galáctico , alrededor del centro galáctico , y orbitan alrededor del centro en órbitas muy elípticas . En 1917, el astrónomo Harlow Shapley realizó la primera estimación respetable de la distancia del Sol al centro galáctico, basándose en la distribución de los cúmulos globulares.

Hasta mediados de los años 1990, los cúmulos globulares eran la causa de un gran misterio en astronomía, ya que las teorías de evolución estelar daban a los miembros más antiguos de los cúmulos globulares edades mayores que la edad estimada del universo. Sin embargo, las mediciones de distancia a los cúmulos globulares, que mejoraron enormemente con el satélite Hipparcos , y las mediciones cada vez más precisas de la constante de Hubble resolvieron la paradoja, dando una edad para el universo de unos 13 mil millones de años y una edad para las estrellas más antiguas de unos pocos cientos de millones de años menos.

Nuestra galaxia tiene alrededor de 150 cúmulos globulares, ^[9] algunos de los cuales pueden haber sido núcleos capturados de pequeñas galaxias despojadas de estrellas previamente en sus márgenes exteriores por las mareas de la Vía Láctea , como parece ser el caso del cúmulo globular M79 . Algunas galaxias son mucho más ricas en globulares que la Vía Láctea: la galaxia elíptica gigante M87 contiene más de mil.

Algunos de los cúmulos globulares más brillantes son visibles a simple vista ; el más brillante, Omega Centauri , fue observado en la antigüedad y catalogado como una estrella, antes de la era telescópica. El cúmulo globular más brillante del hemisferio norte es M13 en la constelación de Hércules .

Los cúmulos de estrellas supergrandes son regiones muy grandes de formación estelar reciente y se cree que son los precursores de los cúmulos globulares. Entre los ejemplos se incluye Westerlund 1 en la Vía Láctea. ^[10]

En 2005, los astrónomos descubrieron un nuevo tipo de cúmulo estelar en la galaxia de Andrómeda, que es, en muchos aspectos, muy similar a los cúmulos globulares, aunque menos denso. No se conocen cúmulos de este tipo (también conocidos como cúmulos globulares extendidos ) en la Vía Láctea. Los tres descubiertos en la galaxia de Andrómeda son M31WFS C1 ^[11] , M31WFS C2 y M31WFS C3.

Estos cúmulos estelares recién descubiertos contienen cientos de miles de estrellas, una cantidad similar a la de los cúmulos globulares. Los cúmulos también comparten otras características con los cúmulos globulares, por ejemplo, las poblaciones estelares y la metalicidad. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes (de varios cientos de años luz de diámetro) y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por lo tanto, mucho mayores. Los cúmulos tienen propiedades intermedias entre los cúmulos globulares y las galaxias esferoidales enanas . ^[12]

Aún no se sabe cómo se forman estos cúmulos, pero su formación bien podría estar relacionada con la de los cúmulos globulares. Por qué M31 tiene tales cúmulos, mientras que la Vía Láctea no, aún no se sabe. Tampoco se sabe si alguna otra galaxia contiene este tipo de cúmulos, pero sería muy improbable que M31 sea la única galaxia con cúmulos extensos. ^[12]

Otro tipo de cúmulos son los tenues y difusos cúmulos que hasta ahora sólo se han encontrado en galaxias lenticulares como NGC 1023 y NGC 3384. Se caracterizan por su gran tamaño en comparación con los cúmulos globulares y una distribución en forma de anillo alrededor de los centros de sus galaxias anfitrionas. Como estos últimos, parecen ser objetos antiguos. ^[13]

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Los cúmulos estelares son importantes en muchas áreas de la astronomía. La razón de esto es que casi todas las estrellas en cúmulos antiguos nacieron aproximadamente al mismo tiempo. ^[15] Varias propiedades de todas las estrellas en un cúmulo son una función solo de la masa, y por eso las teorías de evolución estelar se basan en observaciones de cúmulos abiertos y globulares. Esto es principalmente cierto para los cúmulos globulares antiguos. En el caso de los cúmulos jóvenes (edad < 1 mil millones) y de edad intermedia (1 < edad < 5 mil millones), factores como la edad, la masa y la composición química también pueden desempeñar un papel vital. ^[16] En función de sus edades, los cúmulos estelares pueden revelar mucha información sobre sus galaxias anfitrionas. Por ejemplo, los cúmulos estelares que residen en las Nubes de Magallanes pueden proporcionar información esencial sobre la formación de las galaxias enanas de las Nubes de Magallanes. Esto, a su vez, puede ayudarnos a comprender muchos procesos astrofísicos que ocurren en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Estos cúmulos, especialmente los jóvenes, pueden explicar el proceso de formación estelar que podría haber sucedido en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Los cúmulos también son un paso crucial para determinar la escala de distancia del universo . Algunos de los cúmulos más cercanos están lo suficientemente cerca como para que sus distancias se puedan medir utilizando paralaje . Se puede trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell para estos cúmulos que tenga valores absolutos conocidos en el eje de luminosidad . Luego, cuando se traza un diagrama similar para un cúmulo cuya distancia no se conoce, la posición de la secuencia principal se puede comparar con la del primer cúmulo y la distancia estimada. Este proceso se conoce como ajuste de la secuencia principal. El enrojecimiento y las poblaciones estelares deben tenerse en cuenta al utilizar este método.

Casi todas las estrellas del campo galáctico, incluido el Sol, nacieron inicialmente en regiones con cúmulos incrustados que se desintegraron. Esto significa que las propiedades de las estrellas y los sistemas planetarios pueden haberse visto afectadas por los entornos de cúmulos primitivos. Este parece ser el caso de nuestro propio Sistema Solar , en el que las abundancias químicas apuntan a los efectos de una supernova de una estrella cercana en los inicios de la historia de nuestro Sistema Solar.

Técnicamente no son cúmulos estelares, las nubes estelares son grandes grupos de muchas estrellas dentro de una galaxia , esparcidas a lo largo de muchos años luz de espacio. A menudo contienen cúmulos estelares en su interior. Las estrellas parecen estar muy juntas, pero normalmente no forman parte de ninguna estructura. ^[17] Dentro de la Vía Láctea , las nubes estelares se ven a través de los huecos entre las nubes de polvo de la Gran Grieta , lo que permite vistas más profundas a lo largo de nuestra línea de visión particular. ^[18] También se han identificado nubes estelares en otras galaxias cercanas. ^[19] Algunos ejemplos de nubes estelares son la Gran Nube Estelar de Sagitario , la Pequeña Nube Estelar de Sagitario , la Nube Estelar de Scutum, la Nube Estelar de Cygnus, la Nube Estelar de Norma y NGC 206 en la Galaxia de Andrómeda .

En 1979, la 17.ª asamblea general de la Unión Astronómica Internacional recomendó que los cúmulos estelares recién descubiertos, abiertos o globulares, dentro de la Galaxia, tuvieran designaciones que siguieran la convención "Chhmm±ddd", comenzando siempre con el prefijo C , donde h , m y d representan las coordenadas aproximadas del centro del cúmulo en horas y minutos de ascensión recta y grados de declinación , respectivamente, con ceros a la izquierda. La designación, una vez asignada, no debe cambiar, incluso si las mediciones posteriores mejoran la ubicación del centro del cúmulo. ^[20] La primera de estas designaciones fue asignada por Gosta Lynga en 1982. ^{[21] [22]}

Wikimedia Commons tiene contenido multimedia sobre:
​​Cúmulo estelar (categoría)

• Sistema estelar hipercompacto
• Asociaciones robustas de objetos bariónicos masivos (RAMBO)

• Base de datos de clúster abierta WEBDA
• NGC 2419 - Cúmulo globular en SKY-MAP.ORG
• Cúmulos estelares, páginas Messier de SEDS
• Investigación de RG: clústeres integrados Archivado el 6 de agosto de 2020 en Wayback Machine
• Cúmulo estelar - artículo completo Encyclopædia Britannica ,
• Descubren un supercúmulo de estrellas en nuestra propia Vía Láctea
• Investigando el nacimiento de cúmulos de superestrellas: implicaciones para la formación de estrellas masivas, Kelsey E. Johnson, 2005
• Una nueva población de cúmulos estelares luminosos y extendidos en el halo de M31, AP Huxor et al., 2004
• Observaciones del HST/NICMOS del cúmulo integrado en NGC 2024: restricciones en la fracción binaria y del FMI, Wilson M. Liu et al., 2003
• El descubrimiento de un cúmulo de estrellas de alta masa cerca de SGR 1900+14, Frederick J. Vrba et al., 2000