cúmulo estelar

Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas que comparten un origen ^{[ 1 ]} , formadas aproximadamente al mismo tiempo y mantenidas unidas por la autogravitación . Se pueden distinguir dos tipos principales de cúmulos estelares: cúmulos globulares , grupos compactos de entre diez mil y millones de estrellas antiguas unidas gravitacionalmente ; y cúmulos abiertos , grupos de estrellas menos compactos, que generalmente contienen menos de unos pocos cientos de miembros.

A medida que se desplazan por su galaxia, con el tiempo, los cúmulos abiertos se ven perturbados por la influencia gravitacional de nubes moleculares gigantes , por lo que los cúmulos observados suelen ser jóvenes. Aunque ya no están ligados gravitacionalmente, continúan moviéndose prácticamente en la misma dirección a través del espacio y se les conoce entonces como asociaciones estelares , a veces denominadas grupos móviles . Los cúmulos globulares, con más miembros y mayor masa, permanecen intactos durante mucho más tiempo, y los cúmulos globulares observados suelen tener miles de millones de años.

Entre los cúmulos estelares de la Vía Láctea visibles a simple vista se encuentran los cúmulos abiertos de las Pléyades y las Híades , y el cúmulo globular 47 Tucanae .

Los cúmulos abiertos están confinados al plano galáctico y casi siempre se encuentran dentro de los brazos espirales . Generalmente son objetos jóvenes, de hasta unas pocas decenas de millones de años, con algunas raras excepciones de hasta unos pocos miles de millones de años, como Messier 67 (el cúmulo abierto antiguo más cercano y mejor observado), por ejemplo. ^{[ 2 ]} Se forman en regiones H II como la Nebulosa de Orión .

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

Los cúmulos abiertos más prominentes son las Pléyades y las Híades en Tauro . El Cúmulo Doble de h + Chi Persei también puede ser prominente bajo cielos oscuros. Los cúmulos abiertos suelen estar dominados por estrellas jóvenes y calientes de color azul, ya que, si bien estas estrellas tienen una vida corta en términos estelares (solo duran 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. ^{[ 3 ]} Nuevas investigaciones indican que Messier 25 puede constituir un cúmulo estelar ternario junto con NGC 6716 y Collinder 394. ^{[ 4 ]}

El establecimiento de distancias precisas a cúmulos abiertos permite calibrar la relación período-luminosidad que muestran las estrellas variables Cefeidas , las cuales se utilizan como candelas estándar . Las Cefeidas son luminosas y pueden usarse para determinar tanto las distancias a galaxias distantes como la tasa de expansión del Universo ( constante de Hubble ). De hecho, el cúmulo abierto NGC 7790 alberga tres Cefeidas clásicas que son cruciales para tales esfuerzos. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

Los cúmulos incrustados son grupos de estrellas muy jóvenes que están parcial o totalmente encerradas en polvo o gas interestelar, a menudo impermeables a las observaciones ópticas. Los cúmulos incrustados se forman en nubes moleculares cuando estas comienzan a colapsar y a formar estrellas . Suele haber formación estelar continua en estos cúmulos, por lo que pueden albergar diversos tipos de objetos estelares jóvenes, incluyendo protoestrellas y estrellas de presecuencia principal . Un ejemplo de cúmulo incrustado es el Cúmulo del Trapecio en la Nebulosa de Orión . En la región central de la nube ρ Ophiuchi (L1688) hay un cúmulo incrustado. ^{[ 7 ]}

La fase de cúmulo incrustado puede durar varios millones de años, tras los cuales el gas de la nube se agota por la formación estelar o se dispersa por la presión de radiación , los vientos y flujos estelares o las 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 las 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 disrupción de un cúmulo estelar. La mayoría de los cúmulos incrustados jóvenes se dispersan poco después del final de la formación estelar. ^{[ 8 ]}

Los cúmulos abiertos que se encuentran en la Galaxia son antiguos cúmulos incrustados que lograron sobrevivir a la evolución temprana de los cúmulos. Sin embargo, casi todas las estrellas que flotan libremente, incluido el Sol , ^{[ 9 ]} nacieron originalmente en cúmulos incrustados que se desintegraron. ^{[ 8 ]}

Los cúmulos globulares son agrupaciones aproximadamente esféricas que van desde 10 mil hasta varios millones de estrellas agrupadas en regiones que abarcan desde 10 hasta 30  años luz de diámetro. Suelen estar formados por estrellas de Población II muy antiguas —tan solo unos cientos de millones de años más jóvenes que el universo mismo— que son mayoritariamente amarillas y rojas, con masas menores a dos masas solares . ^{[ 10 ]} 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 algunas estrellas azules raras en los cúmulos 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 , orbitando a su alrededor en órbitas altamente elípticas . En 1917, el astrónomo Harlow Shapley realizó la primera estimación fiable de la distancia del Sol al centro galáctico, basándose en la distribución de los cúmulos globulares.

Until the mid-1990s, globular clusters were the cause of a great mystery in astronomy, as theories of stellar evolution gave ages for the oldest members of globular clusters that were greater than the estimated age of the universe. However, greatly improved distance measurements to globular clusters using the Hipparcos satellite and increasingly accurate measurements of the Hubble constant resolved the paradox, giving an age for the universe of about 13 billion years and an age for the oldest stars of a few hundred million years less.

Our Galaxy has about 150 globular clusters,^[10] some of which may have been captured cores of small galaxies stripped of stars previously in their outer margins by the tides of the Milky Way, as seems to be the case for the globular cluster M79. Some galaxies are much richer in globulars than the Milky Way: The giant elliptical galaxyM87 contains over a thousand.

A few of the brightest globular clusters are visible to the naked eye; the brightest, Omega Centauri, was observed in antiquity and catalogued as a star, before the telescopic age. The brightest globular cluster in the northern hemisphere is M13 in the constellation of Hercules.

Super star clusters are very large regions of recent star formation, and are thought to be the precursors of globular clusters. Examples include Westerlund 1 in the Milky Way.^[11]

In 2005, astronomers discovered a new type of star cluster in the Andromeda Galaxy, which is, in several ways, very similar to globular clusters although less dense. No such clusters (which also known as extended globular clusters) are known in the Milky Way. The three discovered in Andromeda Galaxy are M31WFS C1^[12]M31WFS C2, and 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, como la población estelar y la metalicidad. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes —varios cientos de años luz de diámetro— y cientos de veces menos densos. Por lo tanto, las distancias entre las estrellas son mucho mayores. Los cúmulos tienen propiedades intermedias entre los cúmulos globulares y las galaxias enanas esferoidales . ^{[ 13 ]}

Aún se desconoce cómo se forman estos cúmulos, pero su formación podría estar relacionada con la de los cúmulos globulares. Se desconoce por qué M31 posee tales cúmulos, mientras que la Vía Láctea no. También se desconoce si alguna otra galaxia contiene este tipo de cúmulos, pero sería muy improbable que M31 sea la única galaxia con cúmulos extendidos. ^{[ 13 ]}

Otro tipo de cúmulo son los cúmulos difusos débiles , que hasta ahora solo 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. Al igual que estos últimos, parecen ser objetos antiguos. ^{[ 14 ]}

Los cúmulos estelares son importantes en muchas áreas de la astronomía. Esto se debe a que casi todas las estrellas en los cúmulos antiguos nacieron aproximadamente al mismo tiempo. ^{[ 16 ]} Varias propiedades de todas las estrellas en un cúmulo dependen únicamente de la masa, por lo que las teorías de la 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 Gyr) y de edad intermedia (1 < edad < 5 Gyr), factores como la edad, la masa y la composición química también pueden desempeñar un papel vital. ^{[ 17 ]} Según 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 Vía Láctea. Estos cúmulos, especialmente los más jóvenes, pueden explicar el proceso de formación estelar que pudo haber ocurrido en nuestra galaxia, la Vía Láctea.

Los cúmulos estelares también son un paso crucial para determinar la escala de distancias del universo . Algunos de los cúmulos más cercanos están lo suficientemente próximos como para que sus distancias se puedan medir mediante paralaje . Se puede trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell para estos cúmulos, cuyos valores absolutos en el eje de luminosidad se conocen . Luego, al trazar un diagrama similar para un cúmulo cuya distancia se desconoce, se puede comparar la posición de la secuencia principal con la del primer cúmulo y estimar la distancia. Este proceso se conoce como ajuste de la secuencia principal. Al utilizar este método, se deben tener en cuenta el enrojecimiento y las poblaciones estelares .

Casi todas las estrellas del campo galáctico, incluido el Sol, nacieron inicialmente en regiones con cúmulos estelares incrustados que se desintegraron. Esto significa que las propiedades de las estrellas y los sistemas planetarios podrían haberse visto afectadas por entornos primigenios con cúmulos estelares. ^{[ 18 ]} 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 , dispersas a lo largo de muchos años luz de espacio. A menudo contienen cúmulos estelares en su interior. Las estrellas parecen estar muy juntas, pero generalmente no forman parte de ninguna estructura. ^{[ 19 ]} Dentro de la Vía Láctea , las nubes estelares se ven a través de huecos entre nubes de polvo de la Gran Grieta , lo que permite vistas más profundas a lo largo de nuestra línea de visión particular. ^{[ 20 ]} También se han identificado nubes estelares en otras galaxias cercanas. ^{[ 21 ]} Ejemplos de nubes estelares incluyen 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 siguiendo 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 iniciales. La designación, una vez asignada, no debe cambiar, incluso si mediciones posteriores mejoran la ubicación del centro del cúmulo. ^{[ 22 ]} Las primeras de dichas designaciones fueron asignadas por Gosta Lynga en 1982. ^{[ 23 ] [ 24 ]}

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

• Base de datos de clúster abierto WEBDA
• NGC 2419 - Cúmulo globular en SKY-MAP.ORG
• Cúmulos estelares , páginas de SEDS Messier
• RG Research: Clústeres integrados. Archivado el 6 de agosto de 2020 en Wayback Machine.
• Cúmulo estelar - artículo completo Encyclopædia Britannica ,
• Descubren un supercúmulo estelar en nuestra propia Vía Láctea.
• Johnson, Kelsey E. (2005). "Explorando el nacimiento de supercúmulos estelares: Implicaciones para la formación de estrellas masivas". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 1 : 413–422 . arXiv : astro-ph/0506507 . Bibcode : 2005IAUS..227..413J . doi : 10.1017/S1743921305004825 .
• Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; Ibata, R.; Collett, JL; Ferguson, AMN; Bridges, T.; Lewis, GF (2005). "Una nueva población de cúmulos estelares extendidos y luminosos en el halo de M31" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 1007– 1012. arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .
• Liu, Wilson M.; Meyer, Michael R.; Cotera, Angela S.; Young, Erick T. (2003). " Observaciones del NICMOS del Telescopio Espacial Hubble del cúmulo incrustado en NGC 2024: Restricciones sobre la función de masa inicial y la fracción binaria". The Astronomical Journal . 126 (4): 1665– 1676. arXiv : astro-ph/0306377 . Bibcode : 2003AJ....126.1665L . doi : 10.1086/377620 .
• Vrba, Frederick J.; Henden, Arne A.; Luginbuhl, Christian B.; Guetter, Harry H.; Hartmann, Dieter H.; Klose, Sylvio (2000). "El descubrimiento de un cúmulo incrustado de estrellas de alta masa cerca de SGR 1900+14". The Astrophysical Journal . 533 (1): L17– L20. arXiv : astro-ph/0002530 . Bibcode : 2000ApJ...533L..17V . doi : 10.1086/312602 . PMID  10727381 .