Los cúmulos estelares son grandes grupos de estrellas que se mantienen unidas por autogravitación . Se pueden distinguir dos tipos principales de cúmulos estelares. Los cúmulos globulares son grupos compactos de entre diez mil y millones de estrellas viejas unidas gravitacionalmente . Los cúmulos abiertos son grupos de estrellas más sueltos, que generalmente contienen menos de unos pocos cientos de miembros y que a menudo son muy jóvenes. A medida que se mueven a través de la galaxia , con el tiempo, los cúmulos abiertos se ven perturbados por la influencia gravitacional de nubes moleculares gigantes . Aunque ya no están ligados gravitacionalmente, continuarán moviéndose más o menos en la misma dirección a través del espacio y entonces se les conoce como asociaciones estelares , a veces denominadas grupos en movimiento .
Los cúmulos de estrellas visibles a simple vista incluyen las Pléyades , las Híades y las 47 Tucanae .
Los cúmulos abiertos son muy diferentes de los cúmulos globulares. A diferencia de los globulares distribuidos esféricamente, están confinados al plano galáctico , y casi siempre se encuentran dentro de brazos espirales . Generalmente son objetos jóvenes, de hasta unas pocas decenas de millones de años, con algunas raras excepciones de unos pocos miles de millones de años, 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 están ubicados 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 perturbados por la gravedad de nubes moleculares gigantes y otros cúmulos. Los encuentros cercanos entre los miembros del 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 Doble Cúmulo de h + Chi Persei también puede destacarse bajo cielos oscuros. Los cúmulos abiertos suelen estar dominados por estrellas azules jóvenes y calientes, porque aunque estas estrellas tienen una vida corta en términos estelares, sólo duran unas pocas decenas de millones de años, los cúmulos abiertos tienden a dispersarse antes de que estas estrellas mueran.
Establecer 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 pueden utilizarse 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. [2] [3]
Los cúmulos incrustados son grupos de estrellas muy jóvenes que están parcial o totalmente encerradas 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 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 anteriores a la secuencia principal . Un ejemplo de cúmulo incrustado es el cúmulo Trapecio en la Nebulosa de Orión . En la región central de la nube ρ Ophiuchi (L1688) hay un clúster integrado. [4]
La fase de cúmulo incrustado puede durar varios millones de años, después de lo cual el gas en la nube se agota por la formación de estrellas o se dispersa a través de la presión de radiación , vientos y flujos estelares o explosiones de supernova . En general, menos del 30% de la masa de las nubes 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 disrupción de un cúmulo estelar. La mayoría de los cúmulos incrustados jóvenes se dispersan poco después del final de la formación estelar. [5]
Los cúmulos abiertos que se encuentran en la Galaxia son antiguos cúmulos incrustados que pudieron sobrevivir a la evolución temprana de los cúmulos. Sin embargo, casi todas las estrellas que flotan libremente, incluido el Sol , [6] nacieron originalmente en cúmulos incrustados que se desintegraron. [5]
Los cúmulos globulares son agrupaciones aproximadamente esféricas de entre 10.000 y varios millones de estrellas agrupadas en regiones de entre 10 y 30 años luz de diámetro. Suelen estar formadas por estrellas muy antiguas de Población II (sólo unos cientos de millones de años más jóvenes que el propio universo), que son en su mayoría amarillas y rojas, con masas inferiores a dos masas solares . [7] Estas estrellas predominan dentro de los cúmulos porque estrellas más calientes y masivas han explotado como supernovas o evolucionado a través de fases de nebulosas planetarias para terminar como enanas blancas . Sin embargo, existen unas pocas estrellas azules raras en las globulares, que se cree que están formadas por fusiones estelares en sus densas regiones interiores; estas estrellas se conocen como rezagadas azules .
En la Vía Láctea, los cúmulos globulares se distribuyen aproximadamente esféricamente en el halo galáctico , alrededor del Centro Galáctico , orbitando el centro en órbitas muy elípticas . En 1917, el astrónomo Harlow Shapley hizo la primera estimación respetable de la distancia del Sol al Centro Galáctico, basándose en la distribución de los cúmulos globulares.
Hasta mediados de la década de 1990, los cúmulos globulares eran la causa de un gran misterio en la astronomía, ya que las teorías de la evolución estelar daban edades para los miembros más antiguos de los cúmulos globulares superiores a la edad estimada del universo. Sin embargo, las mediciones de distancia a los cúmulos globulares muy mejoradas utilizando el satélite Hipparcos y 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 cientos de millones de años menos. .
Nuestra galaxia tiene alrededor de 150 cúmulos globulares, [7] 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 ; la más brillante, Omega Centauri , fue observada en la antigüedad y catalogada como estrella, antes de la era telescópica. El cúmulo globular más brillante del hemisferio norte es M13 en la constelación de Hércules .
Los supercúmulos de estrellas son regiones muy grandes de formación estelar reciente y se cree que son los precursores de los cúmulos globulares. Los ejemplos incluyen Westerlund 1 en la Vía Láctea. [8]
En 2005, los astrónomos descubrieron un nuevo tipo de cúmulo estelar en la galaxia de Andrómeda, que es, en varios 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 [9] M31WFS C2 y M31WFS C3.
Estos cúmulos estelares recién descubiertos contienen cientos de miles de estrellas, un número similar al 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 (varios cientos de años luz de diámetro) y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por tanto, mucho mayores. Los cúmulos tienen propiedades intermedias entre los cúmulos globulares y las galaxias enanas esferoidales . [10]
Aún no se sabe cómo se forman estos cúmulos, pero su formación bien podría estar relacionada con la de los cúmulos globulares. Aún no se sabe por qué M31 tiene tales cúmulos, mientras que la Vía Láctea no. También se desconoce si alguna otra galaxia contiene este tipo de cúmulos, pero sería muy poco probable que M31 sea la única galaxia con cúmulos extendidos. [10]
Otro tipo de cúmulo son las tenues borrosas 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 objetos antiguos. [11]
Los cúmulos de estrellas son importantes en muchas áreas de la astronomía. La razón detrás de esto es que casi todas las estrellas de los cúmulos antiguos nacieron aproximadamente al mismo tiempo. Varias propiedades de todas las estrellas de un cúmulo son función únicamente de la masa, por lo que las teorías de la evolución estelar se basan en observaciones de cúmulos abiertos y globulares. Esto se aplica principalmente a los cúmulos globulares antiguos. En el caso de personas jóvenes (edad < 1 Gyr) y de edad intermedia (1 < edad < 5 Gyr), factores como la edad, la masa y las composiciones químicas también pueden desempeñar papeles vitales. Según sus edades, los cúmulos de estrellas pueden revelar mucha información sobre sus galaxias anfitrionas. Por ejemplo, los cúmulos de estrellas 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 de estrellas que pudo haber ocurrido en nuestra Vía Láctea.
Los cúmulos también son un paso crucial para determinar la escala de distancias del universo . Algunos de los cúmulos más cercanos están lo suficientemente cerca como para que sus distancias puedan medirse mediante paralaje . Se puede trazar un diagrama de Hertzsprung-Russell para estos grupos que tiene valores absolutos conocidos en el eje de luminosidad . Luego, cuando se traza un diagrama similar para un grupo cuya distancia se desconoce, se puede comparar la posición de la secuencia principal con la del primer grupo y estimar la distancia. Este proceso se conoce como ajuste de 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 incrustados que se desintegraron. Esto significa que las propiedades de las estrellas y los sistemas planetarios pueden haber sido afectadas por los primeros ambientes agrupados. Este parece ser el caso de nuestro propio Sistema Solar , en el que la abundancia química apunta a los efectos de una supernova de una estrella cercana en las primeras etapas de la historia de nuestro Sistema Solar.
Técnicamente no son cúmulos de estrellas, las nubes de estrellas son grandes grupos de muchas estrellas dentro de una galaxia , repartidas en muchos años luz de espacio. A menudo contienen cúmulos de estrellas en su interior. Las estrellas parecen estar muy juntas, pero normalmente no forman parte de ninguna estructura. [13] Dentro de la Vía Láctea , las nubes de estrellas se muestran a través de los espacios entre las nubes de polvo del Gran Rift , lo que permite vistas más profundas a lo largo de nuestra línea de visión particular. [14] También se han identificado nubes de estrellas en otras galaxias cercanas. [15] Ejemplos de nubes de estrellas incluyen la Gran Nube de Estrellas de Sagitario , la Pequeña Nube de Estrellas de Sagitario , la Nube de Estrellas Scutum, la Nube de Estrellas Cygnus, la Nube de Estrellas Norma y NGC 206 en la Galaxia de Andrómeda .
En 1979, la 17ª 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 a la izquierda. La designación, una vez asignada, no cambiará, incluso si las mediciones posteriores mejoran la ubicación del centro del grupo. [16] La primera de estas designaciones fue asignada por Gosta Lynga en 1982. [17] [18]
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