Los cumulos abiertos y globulares

Sabemos que la distribución de las estrellas es irregular, como se pone de manifiesto mirando el cielo o bien, en una carta celeste algo detallada. En particular se observan aglomeraciones de estrellas más o menos densas en ciertas regiones del cielo, que son los denominados cúmulos estelares.

Dando una rápida observación al cielo nocturno, veremos distintos cúmulos que permiten clasificarlos en dos categorías:

CÚMULOS GLOBULARES
CÚMULOS ABIERTOS

Los primeros, de forma esférica, formados por decenas de miles de estrellas esencialmente viejas, que rodean a la galaxia en el Halo Galáctico. Los segundos, con algunos cientos de estrellas jóvenes, pertenecen al Plano Galáctico.

La galaxia esta dividida en subsistemas. Uno es el subsistema plano, donde se da la formación estelar, nubes de gas, y en general, presencia de estrellas jóvenes de población I. (como los cúmulos abiertos). El subsistema esferoidal (el Halo galáctico) esta dominado por estrellas viejas, y aquí pertenecen los cúmulos globulares Población II).

Ambos tipos de cúmulos sufren los efectos gravitacionales de la Galaxia, haciendo que se vayan “disolviendo” lentamente, esto es: pierden estrellas, robadas por la enorme Vía Láctea. Todas las galaxias poseen cúmulos en mayor o menor medida.

Cúmulos Globulares (CG)

Los globulares tienen aproximadamente una forma esférica, aunque algunos son levemente elípticos, formados por decenas de miles de estrellas viejas.

Tres tipo de CG. A la izquierda NGC 2419, uno de los mas lejanos, a 275 mil años-luz. En el centro, el CG mas importante del hemisferio norte: M13. A la derecha, el CG Pal 11, apenas de 3 minutos de arco de diámetro aparente, muy pobre.

El primero descubierto fue M22, en la constelación de Sagitario. Casi todos los CG se ven en esa dirección, ya que allí está el centro de la Vía Láctea, y los cúmulos globulares la rodean. De hecho todos los globulares están rodeando el centro de las galaxias, y fue el primer método usado para medir nuestra distancia al centro de la Vía Láctea.

Los CG están rodeando al centro de la Vía Láctea. Así los primeros mapas de cúmulos mostraron que el Sol no estaba en el centro de nuestra galaxia.

También fue la primera confirmación de que no estamos en el centro de nuestra galaxia, ya que los cúmulos globulares no están alrededor nuestro sino alrededor de un punto situado a 27 mil años-luz, en dirección a la constelación de Sagitario.

Los CG poseen estrellas tan viejas como la galaxia que las contiene, y es debido a que según las teorías actualmente aceptadas, cuando nace la galaxia, primero se forma el halo galáctico (que contiene los globulares) y el centro. Posteriormente se forman los brazos espirales.
Sus edades rondan casi los 13 mil millones de años, apenas 700 millones más jóvenes que el Big-Bang.

Al ser viejos, contienen estrellas variables viejas, como las RR Lyrae, de las que se puede medir sus distancias porque tienen una relación llamada periodo-luminosidad.

Esta relación es tal que para un determinado periodo de variación corresponde una magnitud absoluta, por lo que puede pueden medirse sus distancias – y la del CG que las posee.

Fotografía de la galaxia M87. La mayor parte del halo moteado y los puntos que tiene a su alrededor son CG.

En total se considera que la Vía Láctea posee unos 180 CG. La galaxia de Andrómeda posee unos 500, y la monstruosa galaxia M87 cuenta con más de 10 mil. Esta enorme cifra se debe a que la galaxia fue robando los CG de otras galaxias más pequeñas. Este proceso se denomina “canibalismo galáctico”. La Vía Láctea también es caníbal, y ha consumido a galaxias pequeñas que la rodeaban, como la “Enana de Sagitario”, o como las Nubes de Magallanes.

En el núcleo permanecen las estrellas mas masivas, y las menos masivas viajan hasta los bordes del cumulo en órbitas generalmente elípticas. Este tipo de distribución se denomina “segregación por masa”.

Impresionante imagen de 47 Tucana. A la izquierda, imagen normal (con un telescopio grande!) del cumulo. A la derecha, el Telescopio Espacial Hubble penetra hasta la parte mas central del CG.

A pesar de verse tan apiñadas las estrellas, aun en el centro las distancias son lo suficientemente grandes como para que las colisiones sean muy pocas -aunque no inexistentes. Las distancias entre ellas promedio están en el orden de un mes-luz (0,1 año-luz) lo que las coloca cuarenta veces más cerca que Alfa Cen, la estrella más cercana al Sol. Hay algunos estudios dinámicos que predicen que un sistema como el Sol y la Tierra solo podrían sobrevivir en el centro de ellos sólo cien millones de años. Luego saldría de su órbita por las perturbaciones producidas por las otras estrellas.

Si estuviéramos en el Interior de un CG, prácticamente no se verían mas que estrellas, ya que tendríamos sobre le horizonte unas 30 mil estrellas, todas tan o mas brillantes que Venus. Como referencia en una noche muy buena desde aquí se ven sobre el horizonte unas 3000 estrellas, y ninguna tan brillante como Venus!.

Algunos CG están tan lejos que las galaxias los pierden. En la Vía Láctea NGC 2419 parece pertenecer a esta categoría, estando a nada menos que casi 300 mil años-luz.

Un planeta girando en las periferias de Omega Centauri.

Se ha encontrado que algunos CG poseen agujeros negros muy masivos en su interior, como M15, que posee uno de 4000 masas solares. También poseen emisión de rayos X, además de muy poco polvo y gas interestelar.

Sus tamaños en general no superan los 30 años-luz. La mayoría posee de varias decenas a varios cientos de miles de estrellas, aunque hay excepciones, como Omega Cen, con dos millones de estrellas o 47 Tuc, con un millón. Son tan grandes que algunos astrónomos consideran que son galaxias enanas canibalizadas por la Vía Láctea.

A pesar de que parecen tan impresionantes en las fotos, un CG no tiene nada que hacer comparado con una galaxia. Aquí algunos cúmulos marcados sobre la Galaxia de Andromeda, no pasan de ser puntos….

Metalicidad y Poblaciones Estelares

Los CG poseen estrellas con “baja metalicidad“. Quiere decir que son estrellas muy viejas, que se han formado casi al comienzo del Universo, y que contienen menos materiales pesados (átomos más pesados) que nuestro Sol, que se formó mucho después. Por esta diferencia se dice que son de diferentes “poblaciones estelares”.

Hay una Población III, que es la primera que se formó después del Big-Bang. Eran de hidrógeno y helio casi puro. De estas estrellas no se ha descubierto con seguridad ninguna.

Esas estrellas evolucionaron, crearon elementos químicos más pesados en su interior y al morir, se mezclaron con las nebulosas existentes. Ese gas formó nuevas estrellas, pero ahora con un contenido “metálico” más pesado. Así surgió la Población II. El proceso se repitió, las de PII murieron, y del nuevo gas se formo la Población I. Los CG poseen PII. Nuestro Sol, los CA y todas las estrellas visibles a nuestro alrededor son de PI.

Cúmulos Abiertos (CA)

Se sitúan muy cerca del plano de simetría de la galaxia. La mayoría de ellos se hallan casi exactamente en este plano.

Un cumulo abierto magnifico: M7 en Scorpius.

Tienen una composición característica de estrellas relativamente jóvenes a muy jóvenes.

Se resuelven fácilmente en estrellas porque están cerca, comparados con los CG. Justamente como son jóvenes tienen alta metalicidad (ver mas arriba) y se formaron de nubes que estan en el plano de la Vía Láctea. En ellos es raro encontrar estrellas gigantes rojas y amarillas; faltan super gigantes rojas. En cambio las gigantes blancas y azules, aunque son poco frecuentes, son importantes en un cúmulo abierto.

NGC 6231.

Poseen un diagrama característico color-luminosidad. Predominan estrellas en la secuencia principal.

El número de miembros varía de entre 50 a varios centenares, y en algunos casos, miles de estrellas. La cantidad de CA en la Vía Láctea esta en el orden de 10 mil, aunque se han observado sólo mil.

El movimiento similar de todos los miembros del cúmulo sugiere un origen común, probablemente por la condensación de una gran nube de gas y polvo interestelar. Muchos cúmulos jóvenes están rodeados de nebulosas gaseosas de las que nacieron.

La atracción gravitacional entre las estrellas que conforman un cúmulo es más fuerte que las que se encuentran dispersas en la galaxia, por lo cúal permanecen estables durante períodos importantes, no obstante algunos miembros pueden adquirir velocidades muy grandes y separarse del grupo.

La evolución de un Cúmulo

El siguiente video muestra la evolución de un cúmulo, del American Museum of Natural History.

Las estrellas nacen, viven sus vidas, y mueren. Su apariencia cambia dramáticamente a lo largo de su vida. El Sol envejecerá para convertirse en una estrella gigante roja como Arcturus.

Por el otro lado, una estrella como Betelgeuse se parecerá a la Nebulosa del Cangrejo, luego de explotar como supernova, dejando atrás como remanente una estrella de neutrones.

El destino de una estrella supergigante como Rigel es la de un agujero negro como Cygnus X-1. La gran variedad de estrellas que vemos en el video, representan las diferentes etapas de su vida.

Algo común a ambos tipos de cúmulos

La Galaxia anfitriona es tan grande que les saca estrellas, por lo que los cúmulos más cercanos al centro son más pequeños que los más lejanos. Además no se observan cúmulos abiertos de más de varios miles de millones de años, ya que la galaxia los disuelve antes, haciéndolos irreconocibles.

Evolución Estelar

Los cúmulos han sido muy usados para comprender la evolución estelar. En ellos se descubrió la relación de que las estrellas más masivas viven menos tiempo. Esto fue investigando por la forma que tienen sus Diagramas HR. Como todas las estrellas del cumulo tienen la misma edad (nacieron juntas) entonces puede verse que las mas masivas evolucionan mas rápidamente que las menos masivas.

Un cúmulo muy joven, posee estrellas más a la izquierda de la secuencia principal, mientras que las de la derecha están alejadas de la secuencia. Esto es porque las estrellas más masivas (a la izquierda) evolucionan más rápido, y se colocan en la secuencia rápidamente. Las otras, menos masivas todavía están en proceso de contracción y estabilización.

Diagramas HR de distintos cúmulos. En cada diagrama Sp = espectro; M = Magnitud Absoluta. El primer diagrama arriba a la izquierda da la ubicación de las distintas estrellas. SG = Supergigante; G = Gigante; SP = Secuencia Principal; EB = Enanas Blancas.

Un cúmulo joven tiene la mayoría de sus estrellas en la secuencia principal.

En un cúmulo viejo, las estrellas de la izquierda comienzan a salir de la secuencia, yendo hacia el lugar de las gigantes/supergigantes. Las de la derecha se mantienen aún en la secuencia.

En los CG (muy viejos), ya casi todas las estrellas salieron de la secuencia, e inclusive muchas están dirigiéndose a la zona de las enanas blancas, casi al final de sus días.

Varios cúmulos abiertos reales en el Diagrama HR. En el lugar donde aproximadamente se separan las estrellas del CA de la Secuencia Principal da la edad del Cumulo. (Puede verse en la derecha)
Diagrama HR de un cumulo globular (M55). Cada punto representa una estrella del cumulo.