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Articulo de referencia

Agrupamiento globular

1{{abbr|M|million}} {{solar mass}} {{Cite web |title=Globular cluster - Colour-magnitude diagrams {{!}} Britannica |url=https://www.britannica.com/science/globular-cluster/Colou...

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Un cúmulo globular es una aglomeración esferoidal de estrellas unidas por la gravedad , con una mayor concentración estelar hacia su centro. Puede contener desde decenas de miles hasta muchos millones de estrellas, [ 2 ] todas orbitando en una formación estable y compacta. Los cúmulos globulares son similares en forma a las galaxias enanas esferoidales , y aunque durante mucho tiempo se creyó que los cúmulos globulares eran más luminosos que las galaxias enanas, el descubrimiento de cúmulos atípicos hizo que la distinción entre ambos fuera menos clara a principios del siglo XXI. [ 3 ] Su nombre deriva del latín globulus (esfera pequeña). A veces, los cúmulos globulares se conocen simplemente como "globulares".

Aunque un cúmulo globular, Omega Centauri , fue observado en la antigüedad y durante mucho tiempo se creyó que era una estrella, el reconocimiento de la verdadera naturaleza de los cúmulos llegó con la llegada de los telescopios en el siglo XVII. En las primeras observaciones telescópicas, los cúmulos globulares aparecían como manchas difusas, lo que llevó al astrónomo francés Charles Messier a incluir muchos de ellos en su catálogo de objetos astronómicos que, según él, podían confundirse con cometas . Utilizando telescopios más grandes, los astrónomos del siglo XVIII reconocieron que los cúmulos globulares son grupos de muchas estrellas individuales. A principios del siglo XX, la distribución de los cúmulos globulares en el cielo fue una de las primeras pruebas de que el Sol está lejos del centro de la Vía Láctea .

Los cúmulos globulares se encuentran en casi todas las galaxias . En galaxias espirales como la Vía Láctea, se ubican principalmente en la parte esferoidal exterior de la galaxia : el halo galáctico . Son el tipo de cúmulo estelar más grande y masivo , y tienden a ser más antiguos, densos y con menor abundancia de elementos pesados ​​que los cúmulos abiertos , que generalmente se encuentran en los discos de las galaxias espirales. La Vía Láctea posee más de 150 cúmulos globulares conocidos , y es posible que existan muchos más. 

Tanto el origen de los cúmulos globulares como su papel en la evolución galáctica son inciertos. Algunos se encuentran entre los objetos más antiguos de sus galaxias e incluso del universo , lo que limita las estimaciones de la edad del universo . Anteriormente se creía que los cúmulos globulares estaban formados por estrellas que se habían originado simultáneamente a partir de una nebulosa de formación estelar , pero casi todos contienen estrellas que se formaron en diferentes momentos o que tienen composiciones distintas. Algunos cúmulos podrían haber tenido múltiples episodios de formación estelar, y otros podrían ser remanentes de galaxias más pequeñas capturadas por galaxias más grandes.

Historial de observaciones

El primer cúmulo globular conocido, ahora llamado M 22 , fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle , un astrónomo aficionado alemán. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] El cúmulo Omega Centauri , fácilmente visible en el cielo austral a simple vista, era conocido por astrónomos antiguos como Ptolomeo como una estrella, pero fue reclasificado como una nebulosa por Edmond Halley en 1677, [ 7 ] y finalmente como un cúmulo globular a principios del siglo XIX por John Herschel . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] El astrónomo francés Abbé Lacaille incluyó NGC  104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 y NGC 6397 en su catálogo de 1751-1752. [ a ] ​​La baja resolución de los primeros telescopios impidió que las estrellas individuales de un cúmulo se separaran visualmente hasta que Charles Messier observó M 4 en 1764. [ 11 ] [ b ] [ 12 ]

Cuando William Herschel comenzó su exhaustivo estudio del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, se conocían 34  cúmulos globulares. Herschel descubrió otros  36 y fue el primero en resolver prácticamente todos ellos en estrellas. Acuñó el término cúmulo globular en su Catálogo de un segundo mil nuevos nebulosos y cúmulos de estrellas (1789). [ 18 ] [ d ] [ 19 ] En 1914, Harlow Shapley comenzó una serie de estudios de cúmulos globulares, publicados en unos cuarenta artículos científicos. Examinó las variables RR Lyrae de los cúmulos (estrellas que supuso que eran variables Cefeidas ) y utilizó su luminosidad y período de variabilidad para estimar las distancias a los cúmulos.  Posteriormente se descubrió que las variables RR Lyrae eran más débiles que las variables Cefeidas, lo que provocó que Shapley sobreestimara las distancias. [ 20 ]

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
NGC 7006  es un cúmulo globular de clase I altamente concentrado .

Una gran mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea se encuentran en el halo alrededor del núcleo galáctico. En 1918, Shapley utilizó esta distribución fuertemente asimétrica para determinar las dimensiones generales de la galaxia. Suponiendo una distribución aproximadamente esférica de los cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia, utilizó las posiciones de los cúmulos para estimar la posición del Sol en relación con el Centro Galáctico . [ 21 ] Concluyó correctamente que el centro de la Vía Láctea está en la constelación de Sagitario y no cerca de la Tierra. Sobreestimó la distancia, encontrando distancias típicas de cúmulos globulares de 10–30 kiloparsecs (33 000–98 000 años luz) ; [ 22 ] la distancia moderna al Centro Galáctico es aproximadamente 8,5 kiloparsecs (28 000 años luz) . [ e ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] Las mediciones de Shapley indicaron que el Sol está relativamente lejos del centro de la galaxia, contrariamente a lo que se había inferido de la distribución uniforme observada de las estrellas ordinarias. En realidad, la mayoría de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y, por lo tanto, están oscurecidas por el gas y el polvo del disco, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores. [ 20 ]  

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
El cúmulo globular Messier 80 en la constelación de Escorpio se encuentra a unos 30.000 años luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas. [ 26 ]

El número de cúmulos globulares conocidos en la Vía Láctea ha seguido aumentando, alcanzando 83 en 1915, 93 en 1930, 97 en 1947, [ 19 ] y 157 en 2010. [ 27 ] [ 28 ] El número de cúmulos globulares conocidos en la Vía Láctea alcanzó 158 a finales de 2010, según el Observatorio Europeo Austral , antes de que se descubrieran dos nuevos cúmulos globulares como parte del sondeo infrarrojo VISTA ( Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy ) del ESO , conocidos como Variables in the Vía Láctea (VVV), lo que elevó el total a 160 cúmulos globulares conocidos. [ 29 ] Los dos descubiertos por VISTA en 2011 se denominan VVV CL001 y VVV CL002. [ 30 ] [ 31 ]

Se cree que existen cúmulos globulares adicionales aún no descubiertos en el bulbo galáctico [ 32 ] o ocultos por el gas y el polvo de la Vía Láctea. [ 33 ] Por ejemplo, la mayoría de los cúmulos globulares de Palomar se descubrieron en la década de 1950; algunos se encuentran relativamente cerca, pero están oscurecidos por el polvo, mientras que otros residen en los confines del halo de la Vía Láctea. La galaxia de Andrómeda , de tamaño comparable a la Vía Láctea, podría tener hasta quinientos cúmulos globulares. [ 34 ] Cada galaxia con masa suficiente en el Grupo Local tiene un sistema asociado de cúmulos globulares, al igual que casi todas las galaxias grandes estudiadas. [ 35 ] Algunas galaxias elípticas gigantes (en particular las que se encuentran en el centro de los cúmulos de galaxias ), como M 87 , tienen hasta 13 000  cúmulos globulares. [ 36 ]

Clasificación

Shapley fue asistido posteriormente en sus estudios de cúmulos por Henrietta Swope y Helen Sawyer Hogg . Entre 1927 y 1929, Shapley y Sawyer clasificaron los cúmulos según el grado de concentración de estrellas hacia cada núcleo. Su sistema, conocido como la Clase de Concentración de Shapley-Sawyer , identifica los cúmulos más concentrados como Clase  I y abarca hasta la Clase XII, la más difusa  . [ f ] [ 37 ] Astrónomos de la Pontificia Universidad Católica de Chile propusieron un nuevo tipo de cúmulo globular basándose en datos de observación en 2015: cúmulos globulares oscuros . [ 38 ]

Formación

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
NGC 2808 contiene tres generaciones distintas de estrellas. [ 39 ] Imagen de la NASA

La formación de cúmulos globulares es poco comprendida. [ 40 ] Tradicionalmente, los cúmulos globulares se han descrito como una población estelar simple formada a partir de una única nube molecular gigante , y por lo tanto con una edad y metalicidad aproximadamente uniformes (proporción de elementos pesados ​​en su composición). Las observaciones modernas muestran que casi todos los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones; [ 41 ] los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) exhiben una población bimodal, por ejemplo. Durante su juventud, estos cúmulos de la LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación estelar. [ 42 ] Este período de formación estelar es relativamente breve, comparado con la edad de muchos cúmulos globulares. [ 43 ] Se ha propuesto que esta multiplicidad en poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la Galaxia Antena , por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha observado cúmulos de cúmulos : regiones en la galaxia que abarcan cientos de pársecs, en las que muchos de los cúmulos eventualmente colisionarán y se fusionarán. Su rango general de edades y (posiblemente) metalicidades podría dar lugar a agrupaciones con una distribución bimodal, o incluso multimodal, de poblaciones. [ 44 ] 

Una pequeña bola blanca y peluda en el centro de un fondo negro moteado.
Cúmulo estelar globular Messier 54 [ 45 ]

Las observaciones de cúmulos globulares muestran que sus estrellas provienen principalmente de regiones de formación estelar más eficiente y de donde el medio interestelar tiene una mayor densidad, en comparación con las regiones de formación estelar normales. La formación de cúmulos globulares es frecuente en regiones de brote estelar y en galaxias en interacción . [ 46 ] Es probable que algunos cúmulos globulares se hayan formado en galaxias enanas y hayan sido arrastrados por fuerzas de marea para unirse a la Vía Láctea. [ 47 ] En galaxias elípticas y lenticulares existe una correlación entre la masa de los agujeros negros supermasivos (SMBH) en sus centros y la extensión de sus sistemas de cúmulos globulares. La masa del SMBH en una galaxia de este tipo suele ser cercana a la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia. [ 48 ]

Ningún cúmulo globular conocido muestra formación estelar activa, lo que concuerda con la hipótesis de que los cúmulos globulares suelen ser los objetos más antiguos de su galaxia y se encontraban entre las primeras agrupaciones de estrellas en formarse. Las regiones muy extensas de formación estelar conocidas como supercúmulos estelares , como Westerlund 1 en la Vía Láctea, podrían ser precursoras de los cúmulos globulares. [ 49 ]

Muchos de los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una órbita retrógrada (lo que significa que giran alrededor de la galaxia en sentido contrario a la rotación de la galaxia), [ 50 ] incluyendo el más masivo, Omega Centauri. Su órbita retrógrada sugiere que podría ser un remanente de una galaxia enana capturada por la Vía Láctea. [ 51 ] [ 52 ]

Composición

Una dispersión dispersa de pequeños puntos blancos opacos sobre un fondo negro con algunas estrellas de colores más brillantes.
Las estrellas de Djorgovski 1 contienen hidrógeno y helio, pero poco más. En términos astronómicos, son pobres en metales . [ 53 ]

Los cúmulos globulares generalmente están compuestos por cientos de miles de estrellas antiguas y de baja metalicidad . Las estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las del bulbo de una galaxia espiral , pero confinadas a un esferoide en el que la mitad de la luz se emite dentro de un radio de solo unos pocos a unas pocas decenas de pársecs . [ 40 ] Están libres de gas y polvo, [ 54 ] y se presume que todo el gas y el polvo se convirtieron hace mucho tiempo en estrellas o fueron expulsados ​​del cúmulo por las estrellas masivas de primera generación. [ 40 ]

Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; en promedio, alrededor de 0,4  estrellas por pársec cúbico, aumentando a 100 o 1000  estrellas/pc³ en el núcleo del cúmulo. [ 55 ] En comparación, la densidad estelar alrededor del Sol es aproximadamente 0,1  estrellas/pc³ . [ 56 ] La distancia típica entre las estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente un año luz, [ 57 ] pero en su núcleo la separación entre las estrellas es en promedio de aproximadamente un tercio de año luz , trece veces más cerca que el Sol de su vecino más cercano, Próxima Centauri . [ 58 ] 

Se cree que los cúmulos globulares son lugares desfavorables para los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los núcleos de los cúmulos densos debido a las perturbaciones gravitacionales de las estrellas que pasan cerca. Un planeta que orbita a una unidad astronómica alrededor de una estrella que se encuentra dentro del núcleo de un cúmulo denso, como 47 Tucanae , sobreviviría solo del orden de cien millones de años. [ 59 ] Existe un sistema planetario que orbita un púlsar ( PSR  B1620−26 ) que pertenece al cúmulo globular M4 , pero es probable que estos planetas se formaran después del evento que creó el púlsar. [ 60 ]

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la galaxia de Andrómeda, son extraordinariamente masivos, con varios millones de masas solares ( M☉ ) y múltiples poblaciones estelares. Ambos son evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos se formaron a partir de los núcleos de galaxias enanas que fueron consumidas por galaxias más grandes. [ 61 ] Aproximadamente una cuarta parte de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea podría haberse acrecionado de esta manera, [ 62 ] como ocurre con más del 60% de los cúmulos globulares en el halo exterior de Andrómeda. [ 63 ]

Contenido de elementos pesados

Los cúmulos globulares normalmente están formados por estrellas de Población II que, en comparación con las estrellas de Población I como el Sol , tienen una mayor proporción de hidrógeno y helio y una menor proporción de elementos más pesados. Los astrónomos se refieren a estos elementos más pesados ​​como metales (distinto del concepto de materia) y a las proporciones de estos elementos como metalicidad. Producidos por la nucleosíntesis estelar , los metales se reciclan en el medio interestelar y entran en una nueva generación de estrellas. La proporción de metales puede, por lo tanto, ser un indicador de la edad de una estrella en modelos simples, donde las estrellas más antiguas suelen tener una menor metalicidad. [ 64 ]

El astrónomo holandés Pieter Oosterhoff observó dos poblaciones especiales de cúmulos globulares, que se conocieron como grupos de Oosterhoff . El segundo grupo tiene un período ligeramente más largo de estrellas variables RR Lyrae . [ 65 ] Si bien ambos grupos tienen una baja proporción de elementos metálicos según lo medido por espectroscopia , las líneas espectrales de metales en las estrellas del cúmulo de tipo Oosterhoff  I (Oo  I) no son tan débiles como las del tipo  II (Oo  II), [ 65 ] y por eso  las estrellas de tipo I se denominan ricas en metales (por ejemplo , Terzan 7 [ 66 ] ), mientras que  las estrellas de tipo II son pobres en metales (por ejemplo, ESO 280-SC06 [ 67 ] ). Estas dos poblaciones distintas se han observado en muchas galaxias, especialmente galaxias elípticas masivas. Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares. Entre los escenarios propuestos para explicar estas subpoblaciones se incluyen fusiones violentas de galaxias ricas en gas, la acreción de galaxias enanas y múltiples fases de formación estelar en una misma galaxia. En la Vía Láctea, los cúmulos pobres en metales se asocian con el halo y los cúmulos ricos en metales con el bulbo. [ 68 ]

La gran mayoría de los cúmulos pobres en metales de la Vía Láctea se encuentran alineados en un plano en la parte exterior del halo galáctico. Esta observación respalda la idea de que  los cúmulos de tipo II fueron capturados de una galaxia satélite , en lugar de ser los miembros más antiguos del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, como se creía anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cúmulos se explicaría entonces por un desfase temporal entre la formación de los sistemas de cúmulos de ambas galaxias. [ 69 ]

Componentes exóticos

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
Messier 53 contiene una cantidad inusualmente grande de un tipo de estrella llamada rezagadas azules . [ 70 ] [ 71 ]

Las interacciones cercanas y las casi colisiones de estrellas ocurren con relativa frecuencia en los cúmulos globulares debido a su alta densidad estelar. Estos encuentros fortuitos dan lugar a algunas clases exóticas de estrellas , como rezagadas azules , púlsares de milisegundos y binarias de rayos X de baja masa , que son mucho más comunes en los cúmulos globulares. [ 72 ] Aún no está claro cómo se forman las rezagadas azules, pero la mayoría de los modelos las atribuyen a interacciones entre estrellas, como fusiones estelares , la transferencia de material de una estrella a otra o incluso un encuentro entre dos sistemas binarios. [ 73 ] [ 74 ] La estrella resultante tiene una temperatura más alta que otras estrellas del cúmulo con luminosidad comparable y, por lo tanto, difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al principio de la existencia del cúmulo. [ 75 ] Algunos cúmulos tienen dos secuencias distintas de rezagadas azules, una más azul que la otra. [ 74 ]  

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro.
El cúmulo globular M15 podría tener un agujero negro de masa intermedia en su núcleo, [ 76 ] pero esta afirmación es cuestionada. [ 77 ]
Simulación de movimientos estelares en Messier 4
Simulación de movimientos estelares en Messier 4 , donde los astrónomos sospechan que podría haber un agujero negro de masa intermedia . [ 78 ] [ 79 ] De confirmarse, el agujero negro estaría en el centro del cúmulo y tendría una esfera de influencia (agujero negro) limitada por el círculo rojo.

Los astrónomos han buscado agujeros negros dentro de cúmulos globulares desde la década de 1970. La resolución requerida para esta tarea es exigente; fue solo con el Telescopio Espacial Hubble (HST) que se realizaron los primeros supuestos descubrimientos, en 2002 y 2003. Basándose en observaciones del HST, otros investigadores sugirieron la existencia de un agujero negro de masa intermedia de 4000 M☉ ( masas solares) en el cúmulo globular M15 y un agujero negro de 20 000 M☉ en el cúmulo Mayall II de la galaxia de Andrómeda. [ 80 ] Tanto las emisiones de rayos X como las de radio de Mayall II parecen consistentes con un agujero negro de masa intermedia; [ 81 ] sin embargo, estas supuestas detecciones son controvertidas. [ 82 ]   

Se espera que los objetos más pesados ​​en los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación de masas . Un grupo de investigación señaló que la relación masa-luz debería aumentar bruscamente hacia el centro del cúmulo, incluso sin un agujero negro, tanto en M15 [ 77 ] como en Mayall II. [ 83 ] Las observaciones de 2018 no encuentran evidencia de un agujero negro de masa intermedia en ningún cúmulo globular, incluido M15, pero no pueden descartar definitivamente uno con una masa de 500–1000 M☉ . [ 84 ] Finalmente, en 2023, un análisis de los datos del HST y de la nave espacial Gaia del cúmulo globular más cercano, Messier 4 , reveló un exceso de masa de aproximadamente 800 M☉ en el centro de este cúmulo, que parece no estar extendido. Esto podría considerarse como evidencia cinemática de un agujero negro de masa intermedia [ 78 ] [ 79 ] (aunque no se puede descartar por completo un cúmulo inusualmente compacto de objetos compactos como enanas blancas , estrellas de neutrones o agujeros negros de masa estelar ).  

La confirmación de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos globulares tendría importantes ramificaciones para las teorías del desarrollo galáctico, al ser posibles fuentes de los agujeros negros supermasivos en sus centros. La masa de estos supuestos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de sus cúmulos circundantes, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y sus galaxias circundantes. [ 82 ] [ 85 ]

Diagramas de Hertzsprung-Russell

Una dispersión de puntos sobre un fondo negro, la mayoría amarillos y alineados en una banda aproximadamente vertical en el centro, con algunos puntos blancos que se extienden en dos brazos hacia la izquierda y algunos puntos rojos dispersos a la derecha de la imagen.
Diagrama H–R para el cúmulo globular M3 . Hay una "rodilla" característica en la curva en magnitud 19 donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa gigante de su trayectoria evolutiva, el punto de inflexión de la secuencia principal .

Los diagramas de Hertzsprung-Russell (diagramas H-R) de los cúmulos globulares permiten a los astrónomos determinar muchas de las propiedades de sus poblaciones estelares. Un diagrama H-R es una gráfica de una gran muestra de estrellas que representa su magnitud absoluta (su luminosidad , o brillo medido desde una distancia estándar) en función de su índice de color . El índice de color, en términos generales, mide el color de la estrella; los índices de color positivos indican una estrella rojiza con una temperatura superficial fría, mientras que los valores negativos indican una estrella más azul con una superficie más caliente. Las estrellas en un diagrama H-R se sitúan principalmente a lo largo de una línea aproximadamente diagonal que va desde las estrellas calientes y luminosas en la parte superior izquierda hasta las estrellas frías y tenues en la parte inferior derecha. Esta línea se conoce como la secuencia principal y representa la etapa primaria de la evolución estelar . El diagrama también incluye estrellas en etapas evolutivas posteriores, como las gigantes rojas frías pero luminosas . [ 86 ]

La construcción de un diagrama H-R requiere conocer la distancia a las estrellas observadas para convertir la magnitud aparente en absoluta. Dado que todas las estrellas de un cúmulo globular tienen aproximadamente la misma distancia de la Tierra, un diagrama color-magnitud que utilice sus magnitudes observadas se asemeja a un diagrama H-R desplazado (debido a la diferencia aproximadamente constante entre sus magnitudes aparentes y absolutas). [ 87 ] Este desplazamiento se denomina módulo de distancia y puede utilizarse para calcular la distancia al cúmulo. El módulo se determina comparando características (como la secuencia principal) del diagrama color-magnitud del cúmulo con las características correspondientes en un diagrama H-R de otro conjunto de estrellas, un método conocido como paralaje espectroscópico o ajuste de la secuencia principal. [ 88 ]

Propiedades

Dado que los cúmulos globulares se forman de inmediato a partir de una única nube molecular gigante, las estrellas de un cúmulo tienen aproximadamente la misma edad y composición. La evolución de una estrella está determinada principalmente por su masa inicial, por lo que las posiciones de las estrellas en el diagrama H-R o color-magnitud de un cúmulo reflejan principalmente sus masas iniciales. Por lo tanto, el diagrama H-R de un cúmulo parece bastante diferente de los diagramas H-R que contienen estrellas de una amplia variedad de edades. Casi todas las estrellas se encuentran en una curva bien definida en los diagramas H-R de los cúmulos globulares, y la forma de esa curva indica la edad del cúmulo. [ 87 ] [ 89 ] Un diagrama H-R más detallado a menudo revela múltiples poblaciones estelares como lo indica la presencia de curvas muy separadas, cada una correspondiente a una población distinta de estrellas con una edad o composición ligeramente diferente. [ 41 ] Las observaciones con la Cámara de Campo Amplio 3 , instalada en 2009 en el Telescopio Espacial Hubble, hicieron posible distinguir estas curvas ligeramente diferentes. [ 90 ]

Las estrellas más masivas de la secuencia principal tienen la mayor luminosidad y serán las primeras en evolucionar a la etapa de estrella gigante . A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de masas sucesivamente menores harán lo mismo. Por lo tanto, la edad de un cúmulo de una sola población se puede medir buscando aquellas estrellas que comienzan a entrar en la etapa de estrella gigante, las cuales forman una "codo" en el diagrama H-R llamada punto de inflexión de la secuencia principal , que se curva hacia la parte superior derecha desde la línea de la secuencia principal. La magnitud absoluta en este punto de inflexión es directamente una función de la edad del cúmulo; se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo a la magnitud. [ 87 ]

La morfología y la luminosidad de las estrellas de los cúmulos globulares en los diagramas H-R están influenciadas por numerosos parámetros, muchos de los cuales aún se investigan activamente. Observaciones recientes han derrocado el paradigma histórico de que todos los cúmulos globulares consisten en estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo o que comparten exactamente la misma abundancia química. Algunos cúmulos presentan múltiples poblaciones, que difieren ligeramente en composición y edad; por ejemplo, imágenes de alta precisión del cúmulo NGC 2808 discernieron tres secuencias principales cercanas, pero distintas. [ 91 ] Además, la ubicación de las estrellas del cúmulo en un diagrama H-R (incluidos los brillos de los indicadores de distancia) puede verse influenciada por sesgos observacionales. Uno de estos efectos, llamado fusión, surge cuando los núcleos de los cúmulos globulares son tan densos que las observaciones ven múltiples estrellas como un solo objetivo. El brillo medido para esa estrella aparentemente única es, por lo tanto, incorrecto : demasiado brillante, dado que múltiples estrellas contribuyeron. [ 92 ] A su vez, la distancia calculada es incorrecta, por lo que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancias cósmicas y puede sesgar la edad estimada del universo y la constante de Hubble . [ 93 ] 

Consecuencias

Las estrellas rezagadas azules aparecen en el diagrama H-R como una serie que diverge de la secuencia principal en dirección a estrellas más brillantes y azules. [ 74 ] Las enanas blancas (los últimos remanentes de algunas estrellas similares al Sol), que son mucho más débiles y algo más calientes que las estrellas de la secuencia principal, se encuentran en la parte inferior izquierda de un diagrama H-R. Los cúmulos globulares se pueden datar observando las temperaturas de las enanas blancas más frías, a menudo dando resultados de hasta 12.700 millones de años. [ 94 ] En comparación, los cúmulos abiertos rara vez son más antiguos que unos quinientos millones de años. [ 95 ] Las edades de los cúmulos globulares establecen un límite inferior para la edad de todo el universo, presentando una restricción significativa en cosmología . Históricamente, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de edad de cúmulos más antiguos de lo que sus modelos cosmológicos permitirían, [ 96 ] pero mejores mediciones de parámetros cosmológicos, a través de sondeos de cielo profundo y satélites, parecen haber resuelto este problema. [ 97 ] [ 98 ]

El estudio de los cúmulos globulares arroja luz sobre cómo la composición del gas y el polvo formativos afecta la evolución estelar; las trayectorias evolutivas de las estrellas varían según la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de estos estudios se utilizan posteriormente para estudiar la evolución de la Vía Láctea en su conjunto. [ 99 ]

Morfología

A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen unidos gravitacionalmente durante periodos de tiempo comparables a la vida útil de la mayoría de sus estrellas. Las fuertes interacciones de marea con otras masas grandes provocan la dispersión de algunas estrellas, dejando tras de sí «colas de marea» de estrellas separadas del cúmulo. [ 101 ] [ 102 ]

Tras su formación, las estrellas del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Las velocidades de las estrellas cambian constantemente y pierden toda información sobre su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación , relacionado con el tiempo característico que una estrella necesita para cruzar el cúmulo y el número de masas estelares. [ 103 ] El tiempo de relajación varía según el cúmulo, pero un valor típico es del orden de mil millones de años. [ 104 ] [ 105 ]

Aunque los cúmulos globulares suelen tener forma esférica, pueden presentar elipticidad debido a interacciones de marea. Los cúmulos de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda suelen ser esferoides achatados , mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos. [ 106 ]

radios

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro, con algunos puntos rojos y azules más brillantes dispersos por el marco.
NGC 411 está clasificado como un cúmulo abierto. [ 107 ]

Los astrónomos caracterizan la morfología (forma) de un cúmulo globular mediante radios estándar: el radio del núcleo ( r c ), el radio de semiluz ( r h ) y el radio de marea o de Jacobi ( r t ). El radio puede expresarse como una distancia física o como un ángulo subtendido en el cielo. Considerando un radio alrededor del núcleo, la luminosidad superficial del cúmulo disminuye constantemente con la distancia, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad superficial aparente se ha reducido a la mitad. [ 108 ] Una magnitud comparable es el radio de semiluz, o la distancia desde el núcleo que contiene la mitad de la luminosidad total del cúmulo; el radio de semiluz suele ser mayor que el radio del núcleo. [ 109 ] [ 110 ]

La mayoría de los cúmulos globulares tienen un radio de semiluz menor a diez pársecs (pc), aunque algunos tienen radios muy grandes, como NGC 2419 (r h  = 18  pc) y Palomar 14 (r h  = 25  pc). [ 111 ] El radio de semiluz incluye las estrellas de la parte exterior del cúmulo que se encuentran a lo largo de la línea de visión, por lo que los teóricos también utilizan el radio de semimasa ( r m ) , el radio desde el núcleo que contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Un radio de semimasa pequeño, en relación con el tamaño total, indica un núcleo denso. Messier 3 (M3), por ejemplo, tiene una dimensión visible total de unos 18 minutos de arco , pero un radio de semimasa de solo 1,12 minutos de arco. [ 112 ]  

El radio de marea, o esfera de Hill , es la distancia desde el centro del cúmulo globular a la cual la gravitación externa de la galaxia ejerce mayor influencia sobre las estrellas del cúmulo que el propio cúmulo. [ 113 ] Esta es la distancia a la cual las estrellas individuales pertenecientes a un cúmulo pueden liberarse de la influencia de la galaxia. El radio de marea de M3, por ejemplo, es de aproximadamente cuarenta minutos de arco, [ 114 ] o aproximadamente 113  pc. [ 115 ]

Segregación de masas, luminosidad y colapso del núcleo

En la mayoría de los cúmulos de la Vía Láctea, el brillo superficial de un cúmulo globular, en función de la disminución de la distancia al núcleo, primero aumenta y luego se estabiliza a una distancia típica de 1 a 2 pársecs del núcleo. Alrededor del 20 % de los cúmulos globulares han experimentado un proceso denominado "colapso del núcleo". La luminosidad en dicho cúmulo aumenta de forma constante hasta la región del núcleo. [ 116 ] [ 117 ]

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
47 Tucanae es el segundo cúmulo globular más luminoso de la Vía Láctea, después de Omega Centauri.

Los modelos de cúmulos globulares predicen que el colapso del núcleo ocurre cuando las estrellas más masivas de un cúmulo globular se encuentran con sus contrapartes menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales migren del centro del cúmulo hacia el exterior, lo que resulta en una pérdida neta de energía cinética de la región central y lleva a que las estrellas restantes de la región ocupen un volumen más compacto. Cuando ocurre esta inestabilidad gravitotérmica, la región central del cúmulo se llena densamente de estrellas, y el brillo superficial del cúmulo forma una cúspide de ley de potencias . [ 118 ] Un agujero negro masivo en el núcleo también podría resultar en una cúspide de luminosidad. [ 119 ] A largo plazo, esto conduce a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación de masa . [ 120 ]

El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas estelares binarios previene el colapso inicial del núcleo del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita de este último tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que se agota este suministro primordial de energía puede producirse un colapso más profundo del núcleo. [ 121 ] [ 122 ] En contraste, el efecto de las ondas de marea cuando un cúmulo globular pasa repetidamente por el plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo. [ 123 ]

El colapso del núcleo puede dividirse en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo, el colapso del núcleo comienza con las estrellas más cercanas al núcleo. Las interacciones entre sistemas estelares binarios impiden un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la edad intermedia. Los sistemas binarios centrales se desintegran o son expulsados, lo que resulta en una mayor concentración en el núcleo. [ 124 ] La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado provoca la formación de sistemas binarios compactos. A medida que otras estrellas interactúan con estos sistemas binarios compactos, aumentan la energía en el núcleo, lo que provoca que el cúmulo se vuelva a expandir. Dado que el tiempo promedio para un colapso del núcleo suele ser menor que la edad de la galaxia, muchos de los cúmulos globulares de una galaxia pueden haber pasado por una etapa de colapso del núcleo y luego haberse vuelto a expandir. [ 125 ]

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro.
El cúmulo globular NGC 1854 se encuentra en la Gran Nube de Magallanes. [ 126 ]

El HST ha proporcionado evidencia observacional convincente de este proceso de clasificación de masa estelar en cúmulos globulares. Las estrellas más masivas disminuyen su velocidad y se agrupan en el núcleo del cúmulo, mientras que las más ligeras aumentan su velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia. El cúmulo 47 Tucanae , compuesto por aproximadamente un millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este cúmulo fue objeto de un estudio fotográfico intensivo que permitió obtener velocidades precisas para casi quince mil estrellas. [ 127 ]

Las luminosidades totales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda tienen una distribución aproximadamente gaussiana , con una magnitud promedio M v y una varianza σ 2 . Esta distribución de luminosidades de cúmulos globulares se denomina Función de Luminosidad de Cúmulos Globulares (GCLF). Para la Vía Láctea, M v  = −7,29 ± 0,13 , σ  = 1,1 ± 0,1 . La GCLF se ha utilizado como una " candela estándar " para medir la distancia a otras galaxias, bajo el supuesto de que los cúmulos globulares en galaxias distantes se comportan de manera similar a los de la Vía Láctea. [ 128 ]

Simulaciones de N cuerpos

Calcular las interacciones gravitacionales entre estrellas dentro de un cúmulo globular requiere resolver el problema de N cuerpos . El costo computacional ingenuo para una simulación dinámica aumenta en proporción a N 2 (donde N es el número de objetos), por lo que los requisitos computacionales para simular con precisión un cúmulo de miles de estrellas pueden ser enormes. [ 129 ] [ 130 ] Un método más eficiente para simular la dinámica de N cuerpos de un cúmulo globular se realiza mediante la subdivisión en pequeños volúmenes y rangos de velocidad, y utilizando probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Sus movimientos se describen mediante la ecuación de Fokker-Planck , a menudo utilizando un modelo que describe la densidad de masa como una función del radio, como un modelo de Plummer . La simulación se vuelve más difícil cuando también se deben incluir los efectos de los sistemas binarios y la interacción con fuerzas gravitacionales externas (como las de la galaxia Vía Láctea). [ 131 ] En 2010 se pudo calcular directamente la evolución de la vida útil de un cúmulo globular de baja densidad, estrella por estrella. [ 132 ]

Las simulaciones de N cuerpos completadas han demostrado que las estrellas pueden seguir trayectorias inusuales a través del cúmulo, a menudo formando bucles y cayendo más directamente hacia el núcleo que una sola estrella orbitando una masa central. Además, algunas estrellas ganan suficiente energía para escapar del cúmulo debido a interacciones gravitacionales que resultan en un aumento suficiente de la velocidad. Durante largos períodos de tiempo, este proceso conduce a la disipación del cúmulo, un proceso denominado evaporación. [ 133 ] La escala de tiempo típica para la evaporación de un cúmulo globular es de 10 10 años. [ 103 ] El destino final de un cúmulo globular debe ser o bien acumular estrellas en su núcleo, causando su contracción constante, [ 134 ] o bien desprenderse gradualmente de estrellas de sus capas exteriores. [ 135 ]

Las estrellas binarias forman una porción significativa de los sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas de campo y las estrellas de cúmulos abiertos ocurriendo en sistemas binarios. [ 136 ] [ 137 ] La fracción binaria actual en los cúmulos globulares es difícil de medir, y cualquier información sobre su fracción binaria inicial se pierde por la evolución dinámica posterior. [ 138 ] Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que los sistemas binarios pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en los cúmulos globulares. Cuando una estrella en un cúmulo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un posible resultado es que el binario se vuelve más fuertemente ligado y se agrega energía cinética a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas en el cúmulo son aceleradas por este proceso, se reduce la contracción en el núcleo y se limita el colapso del núcleo. [ 75 ] [ 139 ]

Formas intermedias

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
Messier 10 se encuentra a unos 15.000 años luz de la Tierra, en la constelación de Ofiuco . [ 140 ]

La clasificación de cúmulos no siempre es definitiva; se han encontrado objetos que pueden clasificarse en más de una categoría. Por ejemplo, BH 176, en la parte sur de la Vía Láctea, tiene propiedades tanto de cúmulo abierto como globular. [ 141 ]

En 2005, los astrónomos descubrieron un nuevo tipo de cúmulo estelar "extendido" en el halo de la galaxia de Andrómeda, similar a un cúmulo globular. Los tres cúmulos recién descubiertos tienen un número de estrellas similar al de los cúmulos globulares y comparten otras características, como poblaciones estelares y metalicidad, pero se distinguen por su mayor tamaño ( varios cientos de años luz de diámetro ) y una densidad cien veces menor. Sus estrellas están separadas por mayores distancias; paramétricamente, estos cúmulos se sitúan en algún punto entre un cúmulo globular y una galaxia enana esferoidal . [ 142 ] La formación de estos cúmulos extendidos probablemente esté relacionada con la acreción. [ 143 ] No está claro por qué la Vía Láctea carece de tales cúmulos; es improbable que Andrómeda sea la única galaxia con ellos, pero su presencia en otras galaxias sigue siendo desconocida. [ 142 ]  

encuentros de mareas

Cuando un cúmulo globular se aproxima a una masa grande, como la región central de una galaxia, experimenta una interacción de marea . La diferencia en la fuerza gravitatoria entre las partes más cercanas y más lejanas del cúmulo da como resultado una fuerza de marea asimétrica. Un "choque de marea" ocurre cuando la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia. [ 123 ] [ 144 ]

Las perturbaciones de marea pueden alejar las estrellas del halo del cúmulo, dejando solo la parte central; estas colas de estrellas pueden extenderse varios grados lejos del cúmulo. [ 145 ] Estas colas suelen preceder y seguir al cúmulo a lo largo de su órbita y pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo, formando estructuras similares a grumos. [ 146 ] El cúmulo globular Palomar 5 , por ejemplo, se encuentra cerca del punto apogaláctico de su órbita después de pasar por la Vía Láctea. Corrientes de estrellas se extienden hacia afuera, hacia el frente y la parte posterior de la trayectoria orbital de este cúmulo, alcanzando distancias de 13 000 años luz. Las interacciones de marea han despojado a Palomar  5 de gran parte de su masa; se espera que futuras interacciones con el núcleo galáctico lo transformen en una larga corriente de estrellas que orbitan la Vía Láctea en su halo. [ 147 ]

La Vía Láctea está despojando a la Galaxia Enana Esferoidal de Sagitario de estrellas y cúmulos globulares mediante la Corriente de Sagitario . Hasta un 20 % de los cúmulos globulares del halo exterior de la Vía Láctea podrían haberse originado en esa galaxia. [ 148 ] Palomar 12 , por ejemplo, probablemente se originó en la Galaxia Enana Esferoidal de Sagitario, pero ahora está asociada a la Vía Láctea. [ 149 ] [ 150 ] Las interacciones de marea como estas añaden energía cinética a un cúmulo globular, aumentando drásticamente la tasa de evaporación y reduciendo el tamaño del cúmulo. [ 103 ] El aumento de la evaporación acelera el proceso de colapso del núcleo. [ 103 ] [ 151 ]

Planetas

Los astrónomos buscan exoplanetas de estrellas en cúmulos globulares. [ 152 ] Una búsqueda realizada en 2000 de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae resultó negativa, lo que sugiere que la abundancia de elementos más pesados  ​​—baja en los cúmulos globulares—  necesaria para la formación de estos planetas podría requerir al menos el 40 % de la abundancia del Sol. Dado que los planetas terrestres se forman a partir de elementos más pesados ​​como el silicio, el hierro y el magnesio, las estrellas que los componen tienen una probabilidad mucho menor de albergar planetas con masa similar a la de la Tierra que las estrellas cercanas al Sol. Por lo tanto, es improbable que los cúmulos globulares alberguen planetas terrestres habitables . [ 153 ]

Se descubrió un planeta gigante, PSR B1620−26 b , en el cúmulo globular Messier 4 , orbitando un púlsar en el sistema estelar binario PSR B1620-26 . La órbita excéntrica y altamente inclinada del planeta sugiere que pudo haberse formado alrededor de otra estrella en el cúmulo, para luego "intercambiarse" a su disposición actual. [ 154 ] La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede perturbar los sistemas planetarios; algunos planetas se liberan y se convierten en planetas errantes , orbitando la galaxia. Los planetas que orbitan cerca de su estrella pueden sufrir perturbaciones, lo que potencialmente conduce a la desintegración orbital y a un aumento en la excentricidad orbital y los efectos de marea. [ 155 ] En 2024, se descubrió un gigante gaseoso o enana marrón orbitando cerca del púlsar "M62H", cuyo nombre indica que el sistema planetario pertenece al cúmulo globular Messier 62. [ 156 ]

Véase también

Notas a pie de página

  1. ↑ La etiqueta M antes de un número se refiere al catálogo de Charles Messier , mientras que NGC proviene del New General Catalogue de John Dreyer .
  2. ↑ De la página 437: Le 8  Mai 1764, j'ai découvert une nébuleuse ... de 25 d 55′ 40″ méridionale. "On 8 May 1764, I discovered a nebula near Antares , and their parallel; it is a [source of] light that has little extension, that is tensy, and which is seen with difficult; by using a good telescope to watch it, one perceived very pequed stars in it. Its right ascension was determined to 242° 16′ 56″, and its declination, 25° 55′ 40″ sur." [ 11 ] (p 437)
  3. ↑ Omega Centauri era conocida en la antigüedad, pero Halley descubrió su naturaleza como nebulosa.
  4. ↑ En la página 218, al hablar de las formas de los cúmulos estelares, Herschel escribió: «Y así, a partir de las apariencias antes mencionadas, llegamos a saber que existen cúmulos globulares de estrellas de tamaño casi igual, que se encuentran dispersos uniformemente a distancias iguales del centro, pero con una acumulación creciente [sic] hacia el centro». [ 18 ] (p 218)
  5. ↑ El error de Harlow Shapley se vio agravado por el polvo interestelar en la Vía Láctea, que absorbe y disminuye la cantidad de luz de objetos distantes (como los cúmulos globulares), haciendo que parezcan estar más lejos.
  6. ↑ La Clase de Concentración a veces se indica con números arábigos (Clases 1–12) en lugar de números romanos .

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Lecturas adicionales

Libros

  • Binney, James ; Tremaine, Scott (2008). Dinámica galáctica (2.ª  ed.). Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08444-2.
  • Heggie, Douglas ; Hut, Piet (2003). El problema gravitacional del millón de cuerpos: un enfoque multidisciplinario de la dinámica de los cúmulos estelares . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77486-4.
  • Spitzer, Lyman (1987). Evolución dinámica de cúmulos globulares . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08460-2.

Artículos de revisión

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  • Gratton, R.; Bragaglia, A.; Carretta, E.; et  al. (2019). "¿Qué es un cúmulo globular? Una perspectiva observacional". The Astronomy and Astrophysics Review . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A & ARv..27....8G . doi : 10.1007/s00159-019-0119-3 . S2CID 207847491 . 
  • Meylan, G.; Heggie, DC (1997). "Dinámica interna de cúmulos globulares". The Astronomy and Astrophysics Review . 8 ( 1– 2): 1– 143. arXiv : astro-ph/9610076 . Bibcode : 1997A & ARv...8....1M . doi : 10.1007/s001590050008 . S2CID 119059312 . 
  • Clústeres globulares , Estudiantes para la Exploración y el Desarrollo del Espacio, páginas de Messier
  • Cúmulos globulares de la Vía Láctea
  • Catálogo de parámetros de cúmulos globulares de la Vía Láctea por William E. Harris, Universidad McMaster, Ontario, Canadá
  • Base de datos de cúmulos globulares galácticos de Marco Castellani, Observatorio Astronómico de Roma, Italia.
  • Catálogo de parámetros estructurales y cinemáticos y órbitas galácticas de cúmulos globulares por Holger Baumgardt, Universidad de Queensland, Australia
  • SCYON , un boletín informativo dedicado a los cúmulos estelares.
  • MODEST , una colaboración informal de científicos que trabajan en cúmulos estelares.

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