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Cúmulo globular

Un cúmulo globular es una conglomeración esferoidal de estrellas unidas por la gravedad , con una mayor concentración de estrellas 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 esferoidales enanas , y la distinción entre las dos no siempre es clara. [3] Su nombre se deriva del latín globulus (esfera pequeña). A los cúmulos globulares a veces se los conoce simplemente como "globulares".

Aunque en la antigüedad se observó un cúmulo globular, Omega Centauri , 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 borrosas, lo que llevó al astrónomo francés Charles Messier a incluir muchos de ellos en su catálogo de objetos astronómicos que pensaba que 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 las galaxias espirales como la Vía Láctea, se encuentran principalmente en la parte esferoidal exterior de la galaxia: el halo galáctico . Son el tipo de cúmulo estelar más grande y masivo , tienden a ser más antiguos, más densos y compuestos por menores abundancias de elementos pesados ​​que los cúmulos abiertos , que generalmente se encuentran en los discos de las galaxias espirales. La Vía Láctea tiene más de 150 cúmulos globulares conocidos , y puede haber muchos más.

Tanto el origen de los cúmulos globulares como su papel en la evolución galáctica no están claros. 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 pensaba que los cúmulos estelares estaban formados por estrellas que se formaron todas al mismo tiempo a partir de una nebulosa de formación estelar , pero casi todos los cúmulos globulares contienen estrellas que se formaron en diferentes momentos o que tienen composiciones diferentes. Algunos cúmulos pueden haber tenido múltiples episodios de formación estelar y algunos pueden ser restos de galaxias más pequeñas capturadas por galaxias más grandes.

Historia de las 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] luego finalmente como un cúmulo globular a principios del siglo XIX por John Herschel . [8] [9] [10] El astrónomo francés Abbé Lacaille incluyó a 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 estudio exhaustivo del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, se conocían 34 cúmulos globulares. Herschel descubrió otros 36 y fue el primero en resolverlos prácticamente todos en estrellas. Acuñó el término cúmulo globular en su Catálogo de las segundas mil nuevas nebulosas 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 asumió que eran variables cefeidas ) y utilizó su luminosidad y período de variabilidad para estimar las distancias a los cúmulos. Más tarde se descubrió que las variables RR Lyrae eran más débiles que las variables cefeidas, lo que hizo que Shapley sobrestimara 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.

La gran mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea se encuentran en el halo que rodea el 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 de 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, al contrario de 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 está situado 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] Se cree que hay cúmulos globulares adicionales no descubiertos en el bulbo galáctico [29] u ocultos por el gas y el polvo de la Vía Láctea. [30] Por ejemplo, la mayoría de los cúmulos globulares de Palomar se descubrieron recién en la década de 1950, algunos de ellos ubicados relativamente cerca pero oscurecidos por el polvo, mientras que otros residen en los confines más lejanos del halo de la Vía Láctea. La galaxia de Andrómeda , que es comparable en tamaño a la Vía Láctea, puede tener hasta quinientos globulares. [31] Cada galaxia de suficiente masa en el Grupo Local tiene un sistema asociado de cúmulos globulares, al igual que casi todas las grandes galaxias estudiadas. [32] Algunas galaxias elípticas gigantes (particularmente aquellas en los centros de cúmulos de galaxias ), como M 87 , tienen hasta 13.000 cúmulos globulares. [33]

Clasificación

Shapley fue posteriormente asistido en sus estudios de cúmulos por Henrietta Swope y Helen Sawyer Hogg . En 1927-1929, Shapley y Sawyer categorizaron los cúmulos por el grado de concentración de estrellas hacia cada núcleo. Su sistema, conocido como la Clase de Concentración Shapley-Sawyer , identifica los cúmulos más concentrados como Clase I y va hasta la más difusa Clase XII. [f] [34] Los astrónomos de la Pontificia Universidad Católica de Chile propusieron un nuevo tipo de cúmulo globular sobre la base de datos observacionales en 2015: los cúmulos globulares oscuros . [35]

Formación

Miles de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, fuertemente concentrados hacia el centro.
NGC 2808 contiene tres generaciones distintas de estrellas. [36]
Imagen de la NASA

La formación de cúmulos globulares es poco conocida. [37] Los cúmulos globulares se han descrito tradicionalmente como una población estelar simple formada a partir de una única nube molecular gigante y, por tanto, con una edad y metalicidad (proporción de elementos pesados ​​en su composición) aproximadamente uniformes. Las observaciones modernas muestran que casi todos los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones; [38] los cúmulos globulares de la Gran Nube de Magallanes (LMC) muestran una población bimodal, por ejemplo. Durante su juventud, estos cúmulos LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación estelar. [39] Este período de formación estelar es relativamente breve, comparado con la edad de muchos cúmulos globulares. [40] Se ha propuesto que esta multiplicidad de poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la Galaxia de las Antenas , por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha observado cúmulos de cúmulos: regiones de la galaxia que abarcan cientos de parsecs, en las que muchos de los cúmulos acabarán colisionando y fusionándose. Su rango general de edades y (posiblemente) metalicidades podría dar lugar a cúmulos con una distribución de poblaciones bimodal, o incluso múltiple. [41]

Una pequeña bola blanca difusa en el centro de un fondo negro moteado.
Cúmulo globular de estrellas Messier 54 [42]

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 densidad más alta, en comparación con las regiones normales de formación estelar. La formación de cúmulos globulares es frecuente en regiones de brotes de formación estelar y en galaxias en interacción . [43] Algunos cúmulos globulares probablemente se formaron en galaxias enanas y fueron removidos por fuerzas de marea para unirse a la Vía Láctea. [44] En las 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 estar cerca de la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia. [45]

No se conocen cúmulos globulares que presenten una formación estelar activa, lo que es coherente con la hipótesis de que los cúmulos globulares son, por lo general, los objetos más antiguos de su galaxia y se encontraban entre las primeras colecciones de estrellas en formarse. Las regiones muy grandes de formación estelar conocidas como supercúmulos estelares , como Westerlund 1 en la Vía Láctea, pueden ser los precursores de los cúmulos globulares. [46]

Muchos de los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una órbita retrógrada (es decir, giran alrededor de la galaxia en dirección contraria a la rotación de la galaxia), [47] incluido el más masivo, Omega Centauri. Su órbita retrógrada sugiere que puede ser un remanente de una galaxia enana capturada por la Vía Láctea. [48] [49]

Composición

Una dispersión suelta 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 no mucho más. En términos astronómicos, son pobres en metales . [50]

Los cúmulos globulares están compuestos generalmente por cientos de miles de estrellas viejas con bajo contenido de metales . Las estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las que se encuentran en el bulbo de una galaxia espiral , pero confinadas en un esferoide en el que la mitad de la luz se emite dentro de un radio de sólo unos pocos a unas pocas decenas de parsecs . [37] Están libres de gas y polvo, [51] 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. [37]

Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; en promedio, alrededor de 0,4  estrellas por parsec cúbico, aumentando a 100 o 1000  estrellas/pc 3 en el núcleo del cúmulo. [52] En comparación, la densidad estelar alrededor del Sol es de aproximadamente 0,1 estrellas/pc 3 . [53] La distancia típica entre estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente un año luz, [54] pero en su núcleo la separación entre estrellas promedia alrededor de un tercio de un año luz, trece veces más cerca de lo que está el Sol de su vecino más cercano, Proxima Centauri . [55]

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. Un planeta que orbita a una unidad astronómica alrededor de una estrella que está dentro del núcleo de un cúmulo denso, como 47 Tucanae , sobreviviría solo el orden de cien millones de años. [56] Hay un sistema planetario que orbita un púlsar ( PSR  B1620−26 ) que pertenece al cúmulo globular M4 , pero estos planetas probablemente se formaron después del evento que creó el púlsar. [57]

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la galaxia de Andrómeda, son extraordinariamente masivos, midiendo varios millones de masas solares ( M ☉ ) y teniendo múltiples poblaciones estelares. Ambos son evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos se formaron a partir de los núcleos de galaxias enanas que han sido consumidos por galaxias más grandes. [58] Aproximadamente una cuarta parte de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea puede haberse acretado de esta manera, [59] como ocurre con más del 60% de los cúmulos globulares en el halo exterior de Andrómeda. [60]

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 (distintos del concepto material) y a las proporciones de estos elementos como metalicidad. Producidos por nucleosíntesis estelar , los metales se reciclan en el medio interestelar y entran en una nueva generación de estrellas. La proporción de metales puede ser, por tanto, una indicación de la edad de una estrella en modelos simples, ya que las estrellas más antiguas suelen tener una metalicidad menor. [61]

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. [62] Si bien ambos grupos tienen una baja proporción de elementos metálicos medidos por espectroscopia , las líneas espectrales de metal en las estrellas del cúmulo Oosterhoff tipo  I (Oo  I) no son tan débiles como las del tipo  II (Oo  II), [62] y, por lo tanto,  las estrellas de tipo I se denominan ricas en metales (por ejemplo, Terzan 7 [63] ), mientras que  las estrellas de tipo II son pobres en metales (por ejemplo, ESO 280-SC06 [64] ). 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 sola galaxia. En la Vía Láctea, los cúmulos pobres en metales están asociados con el halo y los cúmulos ricos en metales con el bulbo. [65]

La gran mayoría de los cúmulos pobres en metales de la Vía Láctea están alineados en un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Esta observación apoya la opinión 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 retraso temporal entre el momento en que las dos galaxias formaron sus sistemas de cúmulos. [66]

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 estrellas llamadas rezagadas azules . [67] [68]

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 las rezagadas azules , los púlsares de milisegundos y las binarias de rayos X de baja masa  , que son mucho más comunes en los cúmulos globulares. Cómo se forman las rezagadas azules sigue sin estar claro, 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. [69] [70] La estrella resultante tiene una temperatura más alta que otras estrellas en el cúmulo con luminosidad comparable y, por lo tanto, difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al principio de la existencia del cúmulo. [71] Algunos cúmulos tienen dos secuencias distintas de rezagadas azules, una más azul que la otra. [70]

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro.
El cúmulo globular M15 puede tener un agujero negro de masa intermedia en su núcleo, [72] pero esta afirmación es controvertida. [73]
Simulación de movimientos estelares en Messier 4
Simulación de movimientos estelares en Messier 4 , donde los astrónomos sospechan que podría estar presente un agujero negro de masa intermedia . [74] [75] 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 en cúmulos globulares desde los años 1970. La resolución requerida para esta tarea es exigente; fue recién con el Telescopio Espacial Hubble (HST) que se hicieron los primeros descubrimientos declarados, en 2002 y 2003. Basándose en las observaciones del HST, otros investigadores sugirieron la existencia de un  agujero negro de masa intermedia de 4.000 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. [76] Tanto las emisiones de rayos X como las de radio de Mayall II parecen consistentes con un agujero negro de masa intermedia; [77] sin embargo, estas supuestas detecciones son controvertidas. [78] 

Se espera que los objetos más pesados ​​en los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación de masa . 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 [73] como en Mayall II. [79] 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 ☉ . [80] Finalmente, en 2023, un análisis de los datos del HST y 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 entonces considerarse como evidencia cinemática de un agujero negro de masa intermedia [74] [75] (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 la existencia de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos globulares tendría ramificaciones importantes para las teorías sobre el desarrollo de las galaxias como 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 los cúmulos que los rodean, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias que los rodean. [78] [81]

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 del cúmulo globular M3 . Hay un "codo" característico en la curva en magnitud 19, donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa gigante de su camino evolutivo, el punto de inflexión de la secuencia principal .

Los diagramas de Hertzsprung-Russell (diagramas H-R) de cúmulos globulares permiten a los astrónomos determinar muchas de las propiedades de sus poblaciones de estrellas. Un diagrama H-R es un gráfico 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 encuentran 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 débiles 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 . [82]

Para construir un diagrama H-R es necesario conocer la distancia a las estrellas observadas para convertir la magnitud aparente en absoluta. Debido a que todas las estrellas de un cúmulo globular tienen aproximadamente la misma distancia de la Tierra, un diagrama de color-magnitud que utilice sus magnitudes observadas parece un diagrama H-R desplazado (debido a la diferencia aproximadamente constante entre sus magnitudes aparente y absoluta). [83] Este desplazamiento se denomina módulo de distancia y se puede utilizar para calcular la distancia al cúmulo. El módulo se determina comparando características (como la secuencia principal) del diagrama de color-magnitud del cúmulo con características correspondientes en un diagrama H-R de otro conjunto de estrellas, un método conocido como paralaje espectroscópico o ajuste de secuencia principal. [84]

Propiedades

Como los cúmulos globulares se forman de una sola 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 caen en una curva bien definida en los diagramas H-R de cúmulos globulares, y la forma de esa curva indica la edad del cúmulo. [83] [85] Un diagrama H-R más detallado a menudo revela múltiples poblaciones estelares como lo indica la presencia de curvas estrechamente separadas, cada una correspondiente a una población distinta de estrellas con una edad o composición ligeramente diferente. [38] Las observaciones con la Wide Field Camera 3 , instalada en 2009 en el Telescopio Espacial Hubble, hicieron posible distinguir estas curvas ligeramente diferentes. [86]

Las estrellas más masivas de la secuencia principal tienen la mayor luminosidad y serán las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrella gigante . A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de masas cada vez menores harán lo mismo. Por lo tanto, la edad de un cúmulo de una sola población se puede medir buscando aquellas estrellas que recién comienzan a ingresar a la etapa de estrella gigante, que forman una "curva" en el diagrama H-R llamada curva de la secuencia principal , que se curva hacia la parte superior derecha desde la línea de la secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva es directamente una función de la edad del cúmulo; se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo a la magnitud. [83]

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 todavía se investigan activamente. Observaciones recientes han revertido 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. [87] Además, la colocación de las estrellas del cúmulo en un diagrama H-R (incluido el brillo de los indicadores de distancia) puede verse influenciada por sesgos observacionales. Uno de estos efectos, llamado mezcla, 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. [88] A su vez, la distancia calculada es incorrecta, por lo que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica y puede sesgar la edad estimada del universo y la constante de Hubble . [89]

Consecuencias

Los rezagados azules aparecen en el diagrama H-R como una serie que diverge de la secuencia principal en dirección a estrellas más brillantes y azules. [70] Las enanas blancas (los últimos restos 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 fechar observando las temperaturas de las enanas blancas más frías, que a menudo dan resultados tan antiguos como 12.700 millones de años. [90] En comparación, los cúmulos abiertos rara vez tienen más de 500 millones de años. [91] Las edades de los cúmulos globulares imponen un límite inferior a la edad de todo el universo, lo que presenta una restricción significativa en cosmología . Los astrónomos se enfrentaron históricamente a estimaciones de edad de cúmulos más antiguos de lo que sus modelos cosmológicos permitirían, [92] pero mejores mediciones de parámetros cosmológicos, a través de estudios del cielo profundo y satélites, parecen haber resuelto este problema. [93] [94]

El estudio de los cúmulos globulares arroja luz sobre cómo la composición del gas y el polvo que los forman afecta a la evolución estelar; las trayectorias evolutivas de las estrellas varían en función de la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos a partir de estos estudios se utilizan luego para estudiar la evolución de la Vía Láctea en su conjunto. [95]

Morfología

A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen unidos gravitacionalmente durante períodos de tiempo comparables a la vida útil de la mayoría de sus estrellas. Las fuertes interacciones de marea con otras masas grandes dan lugar a la dispersión de algunas estrellas, dejando atrás "colas de marea" de estrellas alejadas del cúmulo. [97] [98]

Después de su formación, las estrellas del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Las velocidades de las estrellas cambian constantemente y las estrellas pierden cualquier historial de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación , relacionado con el tiempo característico que necesita una estrella para cruzar el cúmulo y el número de masas estelares. [99] El tiempo de relajación varía según el cúmulo, pero un valor típico es del orden de mil millones de años. [100] [101]

Aunque los cúmulos globulares suelen tener forma esférica, la elipticidad puede formarse a través de interacciones de marea. Los cúmulos de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda suelen tener forma de esferoides achatados , mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos. [102]

Radios

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro, con algunos puntos rojos y azules más brillantes dispersos por todo el marco.
NGC 411 está clasificado como un cúmulo abierto. [103]

Los astrónomos caracterizan la morfología (forma) de un cúmulo globular por medio de radios estándar: el radio del núcleo ( r c ), el radio de semiluz ( r h ) y el radio de marea o radio 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 de la superficie del cúmulo disminuye de manera constante con la distancia, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad superficial aparente ha disminuido a la mitad. [104] Una cantidad 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 es típicamente mayor que el radio del núcleo. [105] [106]

La mayoría de los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de diez parsecs (pc), aunque algunos cúmulos globulares tienen radios muy grandes, como NGC 2419 (r h  = 18 pc) y Palomar 14 (r h  = 25 pc). [107] El radio de media luz incluye estrellas en 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 media masa ( r m ): el radio desde el núcleo que contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Un radio de media masa pequeño, en relación con el tamaño total, indica un núcleo denso. Messier 3 (M3), por ejemplo, tiene una dimensión visible general de aproximadamente 18 minutos de arco , pero un radio de media masa de solo 1,12 minutos de arco. [108]

El radio de marea, o esfera de Hill , es la distancia desde el centro del cúmulo globular en la que la gravitación externa de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas del cúmulo que el cúmulo mismo. [109] Esta es la distancia a la que las estrellas individuales que pertenecen a un cúmulo pueden ser separadas por la galaxia. El radio de marea de M3, por ejemplo, es de unos cuarenta minutos de arco, [110] o aproximadamente 113 pc. [111]

Segregación masiva, luminosidad y colapso del núcleo

En la mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea, el brillo superficial de un cúmulo globular en función de la distancia decreciente al núcleo primero aumenta, para luego estabilizarse a una distancia típicamente de 1 a 2 parsecs del núcleo. Alrededor del 20% de los cúmulos globulares han experimentado un proceso denominado "colapso del núcleo". La luminosidad en un cúmulo de este tipo aumenta de manera constante hasta llegar a la región del núcleo. [112] [113]

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 desde el centro del cúmulo hacia el exterior, lo que resulta en una pérdida neta de energía cinética de la región del núcleo y hace que las estrellas restantes de la región ocupen un volumen más compacto. Cuando ocurre esta inestabilidad gravotérmica, la región central del cúmulo se llena densamente de estrellas y el brillo superficial del cúmulo forma una cúspide de ley de potencia . [114] Un agujero negro masivo en el núcleo también podría dar lugar a una cúspide de luminosidad. [115] A lo largo del tiempo, esto conduce a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación de masa . [116]

El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas binarios de estrellas actúa para evitar un colapso inicial del núcleo del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita de este último par tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que se agote este suministro primordial de energía puede producirse un colapso más profundo del núcleo. [117] [118] En cambio, el efecto de los choques de marea cuando un cúmulo globular pasa repetidamente por el plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo. [119]

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 binarios de estrellas evitan un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la mediana edad. Los sistemas binarios centrales se rompen o se expulsan, lo que da lugar a una mayor concentración en el núcleo. [120] La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado hace que se formen sistemas binarios compactos. A medida que otras estrellas interactúan con estos sistemas binarios compactos, aumentan la energía en el núcleo, lo que hace que el cúmulo se vuelva a expandir. Como el tiempo medio 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. [121]

Cientos de puntos blanquecinos dispersos sobre un fondo negro, concentrados hacia el centro.
El cúmulo globular NGC 1854 está situado en la Gran Nube de Magallanes. [122]

El Hubble ha proporcionado evidencia observacional convincente de este proceso de clasificación de masas estelares en los cúmulos globulares. Las estrellas más pesadas se desaceleran y se agolpan en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras ganan velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del cúmulo. El cúmulo 47 Tucanae , formado por alrededor de un millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este cúmulo fue sometido a un estudio fotográfico intensivo que obtuvo velocidades precisas para casi quince mil estrellas en este cúmulo. [123]

Las luminosidades generales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda tienen cada una una distribución aproximadamente gaussiana , con una magnitud promedio M v y una varianza σ 2 . Esta distribución de luminosidades de cúmulos globulares se llama 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 " vela estándar " para medir la distancia a otras galaxias, bajo el supuesto de que los cúmulos globulares en galaxias remotas se comportan de manera similar a los de la Vía Láctea. [124]

Simulaciones de N-cuerpos

Para calcular las interacciones gravitacionales entre las estrellas dentro de un cúmulo globular es necesario 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. [125] [126] 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 el uso de probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Sus movimientos se describen por medio de 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 deben incluirse los efectos de los binarios y la interacción con fuerzas gravitacionales externas (como las de la Vía Láctea). [127] En 2010, se pudo calcular directamente la evolución de la vida de un cúmulo globular de baja densidad, estrella por estrella. [128]

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 estrella única orbitando alrededor de una masa central. Además, algunas estrellas ganan suficiente energía para escapar del cúmulo debido a interacciones gravitacionales que resultan en un aumento suficiente en la velocidad. Durante largos períodos de tiempo, este proceso conduce a la disipación del cúmulo, un proceso denominado evaporación. [129] La escala de tiempo típica para la evaporación de un cúmulo globular es de 10 10 años. [99] El destino final de un cúmulo globular debe ser o bien la acumulación de estrellas en su núcleo, lo que causa su contracción constante, [130] o el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas. [131]

Las estrellas binarias forman una parte importante de los sistemas estelares, y hasta la mitad de todas las estrellas de campo y de cúmulos abiertos se encuentran en sistemas binarios. [132] [133] 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. [134] Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que las binarias 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 se aceleran por este proceso, se reduce la contracción en el núcleo y se limita el colapso del núcleo. [71] [135]

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 . [136]

La clasificación de los 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 de cúmulo globular. [137]

En 2005, los astrónomos descubrieron un nuevo tipo de cúmulo estelar "extendido" en el halo de la galaxia de Andrómeda, similar al cúmulo globular. Los tres cúmulos recién descubiertos tienen un número de estrellas similar al de los cúmulos globulares y comparten otras características, como las poblaciones estelares y la metalicidad, pero se distinguen por su mayor tamaño (varios cientos de años luz de diámetro) y una densidad unos cien veces menor. Sus estrellas están separadas por distancias mayores; paramétricamente, estos cúmulos se encuentran en algún punto entre un cúmulo globular y una galaxia esferoidal enana . [138] La formación de estos cúmulos extendidos probablemente esté relacionada con la acreción. [139] No está claro por qué la Vía Láctea carece de tales cúmulos; es poco probable que Andrómeda sea la única galaxia con ellos, pero su presencia en otras galaxias sigue siendo desconocida. [138]

Encuentros con las mareas

Cuando un cúmulo globular se acerca 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 siempre que la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia. [119] [140]

Las sacudidas de marea pueden alejar a las estrellas del halo del cúmulo, dejando solo la parte central del cúmulo; estas colas de estrellas pueden extenderse varios grados hacia afuera del cúmulo. [141] Estas colas típicamente preceden y siguen al cúmulo a lo largo de su órbita y pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo, formando características similares a grumos. [142] El cúmulo globular Palomar 5 , por ejemplo, está cerca del punto apogaláctico de su órbita después de pasar por la Vía Láctea. Las corrientes de estrellas se extienden hacia afuera hacia la parte delantera y trasera de la trayectoria orbital de este cúmulo, extendiéndose a distancias de 13.000 años luz. Las interacciones de marea han despojado a Palomar  5 de gran parte de la masa; se espera que las interacciones posteriores con el núcleo galáctico lo transformen en una larga corriente de estrellas orbitando la Vía Láctea en su halo. [143]

La Vía Láctea está en proceso de despojar a la galaxia enana esferoidal de Sagitario de estrellas y cúmulos globulares mediante la corriente de Sagitario . Hasta un 20% de los cúmulos globulares en el halo exterior de la Vía Láctea pueden haberse originado en esa galaxia. [144] Palomar 12 , por ejemplo, probablemente se originó en la galaxia enana esferoidal de Sagitario, pero ahora está asociada con la Vía Láctea. [145] [146] Las interacciones de marea como estas agregan energía cinética a un cúmulo globular, lo que aumenta drásticamente la tasa de evaporación y reduce el tamaño del cúmulo. [99] El aumento de la evaporación acelera el proceso de colapso del núcleo. [99] [147]

Planetas

Los astrónomos están buscando exoplanetas de estrellas en cúmulos globulares de estrellas. [148] Una búsqueda en 2000 de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae arrojó resultados negativos, lo que sugiere que la abundancia de elementos más pesados ​​(baja en los cúmulos globulares) necesaria para construir estos planetas puede necesitar ser al menos el 40% de la abundancia del Sol. Debido a que los planetas terrestres están formados por elementos más pesados ​​como el silicio, el hierro y el magnesio, las estrellas miembro tienen una probabilidad mucho menor de albergar planetas con masa terrestre que las estrellas en el vecindario solar. Por lo tanto, es poco probable que los cúmulos globulares alberguen planetas terrestres habitables . [149]

Un planeta gigante fue encontrado 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 puede haberse formado alrededor de otra estrella en el cúmulo, y luego "intercambiado" en su disposición actual. [150] La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede alterar los sistemas planetarios; algunos planetas se liberan para convertirse en planetas rebeldes , orbitando la galaxia. Los planetas que orbitan cerca de su estrella pueden verse alterados, lo que potencialmente conduce a la descomposición orbital y un aumento de la excentricidad orbital y los efectos de marea. [151] En 2024, se encontró un gigante gaseoso o enano marrón orbitando cerca del púlsar "M62H", donde el nombre indica que el sistema planetario pertenece al cúmulo globular Messier 62. [ 152]

Véase también

Notas al pie

  1. ^ La etiqueta M antes de un número hace referencia al catálogo de Charles Messier , mientras que NGC proviene del Nuevo Catálogo General de John Dreyer .
  2. ^ De la página 437: El 8 de mayo de 1764 descubrí una nebulosa... de 25 d 55′ 40″ meridionale.
    "El 8 de mayo de 1764 descubrí una nebulosa cerca de Antares y en su paralelo; es una [fuente de] luz que tiene poca extensión, que es tenue y que se ve con dificultad; utilizando un buen telescopio para verla, se perciben estrellas muy pequeñas en ella. Su ascensión recta se determinó en 242° 16′ 56″, y su declinación, 25° 55′ 40″ sur". [11] (p. 437)
  3. ^ Omega Centauri era conocida en la antigüedad, pero Halley descubrió su naturaleza de nebulosa.
  4. ^ En la página 218, al hablar de las formas de los cúmulos estelares, Herschel escribió:
    "Y así, a partir de las apariencias mencionadas anteriormente, llegamos a saber que hay cúmulos globulares de estrellas casi iguales en tamaño, que están dispersos uniformemente a distancias iguales desde el 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 los objetos distantes (como los cúmulos globulares), haciéndolos parecer más lejanos.
  6. ^ La clase de concentración a veces se da con números arábigos (clases 1 a 12) en lugar de números romanos .

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