Un cúmulo globular es una colección esférica de estrellas . Los cúmulos globulares están muy unidos por la gravedad , lo que les da sus formas esféricas y altas concentraciones de estrellas hacia sus centros. El nombre de esta categoría de cúmulos estelares se deriva del latín globulus , una pequeña esfera. Ocasionalmente, un cúmulo globular se conoce simplemente como globular .
Aunque un cúmulo globular, Omega Centauri , era conocido como estrella en la antigüedad, el primer reconocimiento de cúmulos globulares se produjo con la llegada de los telescopios en el siglo XVII. En estas primeras observaciones, los cúmulos globulares solo aparecían como glóbulos difusos, lo que llevó a Charles Messier a incluir muchos en su catálogo de objetos astronómicos que confundió con cometas . Con telescopios más grandes, los astrónomos del siglo XVIII reconocieron que los cúmulos globulares están compuestos por 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 . Los cúmulos globulares en galaxias espirales como la Vía Láctea se encuentran principalmente en la parte esferoidal exterior de la galaxia, el halo galáctico . Son los cúmulos de estrellas más grandes y masivos, y tienden a ser más antiguos, más masivos, más densos y compuestos por menos elementos pesados que los cúmulos abiertos , que generalmente se encuentran en los discos de las galaxias espirales. Hay más de 150 globulares conocidos en la Vía Láctea, y posiblemente muchos más aún por encontrar.
Los orígenes de los cúmulos globulares y su papel en la evolución galáctica aún no están claros. Algunos se encuentran entre los objetos más antiguos de su galaxia y del universo y limitan las estimaciones de la edad del universo . A menudo se supone que los cúmulos de estrellas consisten en estrellas que se formaron al mismo tiempo a partir de una nebulosa de formación de estrellas , pero casi todos los cúmulos globulares contienen estrellas que se formaron en múltiples momentos o con diferentes composiciones. Algunas pueden haber tenido múltiples episodios de formación estelar y algunas pueden ser restos de galaxias más pequeñas que desde entonces han sido capturadas por galaxias más grandes.
Historia de observaciones
Nombre del clúster | Descubierto por | Año |
---|---|---|
M22 [2] | Abraham Ihle | 1665 |
ω Cen [3] [a] | Edmond Halley | 1677 |
M5 [4] [5] | Gottfried Kirch | 1702 |
M13 [6] | Edmond Halley | 1714 |
M71 [7] | Philippe Loys de Chéseaux | 1745 |
M4 [7] | Philippe Loys de Chéseaux | 1746 |
M15 [8] | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
M2 [8] | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
El primer cúmulo globular conocido, ahora llamado M22 , fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado alemán. [2] [9] Dada la pequeña apertura de los primeros telescopios , las estrellas individuales dentro de un cúmulo globular no se resolvieron hasta que Charles Messier observó M4 en 1764. [10] [11] Posteriormente, Abbé Lacaille enumeraría NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 y NGC 6397 en su catálogo de 1751-1752. [B]
Cuando William Herschel comenzó su estudio exhaustivo del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, se conocían 34 cúmulos globulares. Herschel descubrió otros 36 él mismo y fue el primero en convertirlos prácticamente en estrellas. Acuñó el término cúmulo globular en su Catálogo de las segundas mil nebulosas nuevas y cúmulos de estrellas publicado en 1789. [12] [13]
El número de cúmulos globulares descubiertos siguió aumentando, llegando a 83 en 1915, 93 en 1930, 97 en 1947, [13] y 157 en 2010. [14] [15] Se cree que hay cúmulos globulares adicionales sin descubrir ocultos detrás del gas. y polvo de la Vía Láctea [16] o en el bulbo galáctico . [17] Fuera de la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda , comparable en tamaño a la Vía Láctea, puede tener hasta 500. [18] Cada galaxia de masa suficiente en el Grupo Local tiene un grupo asociado de cúmulos globulares, y casi todos Se ha descubierto que las grandes galaxias estudiadas poseen un sistema de cúmulos globulares. [19] Algunas galaxias elípticas gigantes (particularmente las que se encuentran en el centro de los cúmulos de galaxias ), como M87 , tienen hasta 13.000 cúmulos globulares. [20] Algunos cúmulos globulares probablemente se formaron originalmente en galaxias enanas y desde entonces han sido removidos de sus galaxias de nacimiento por las fuerzas de las mareas y se unieron a la Vía Láctea. [21]
A partir de 1914, Harlow Shapley inició una serie de estudios de cúmulos globulares, publicados en unos 40 artículos científicos. Él examinó las variables RR Lyrae en los conglomerados (que supuso que eran variables cefeidas ) y usó su relación período-luminosidad para estimaciones de distancia. Posteriormente, se encontró que las variables RR Lyrae son más débiles que las variables Cefeidas, lo que provocó que Shapley sobreestimara las distancias de los conglomerados. [22]
De los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea, la mayoría se encuentra en un halo alrededor del núcleo galáctico, y la gran mayoría se encuentra en el cielo celeste centrado en el núcleo. En 1918, Shapley utilizó esta distribución fuertemente asimétrica para determinar las dimensiones generales de la galaxia. Al asumir una distribución aproximadamente esférica de 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. [23] 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 los cúmulos globulares de 10 a 30 kiloparsecs (33 000 a 98 000 ly); [24] la distancia moderna al centro galáctico es de aproximadamente 8,5 kiloparsecs (28.000 ly). [c] [25] [26] [27]
Las mediciones de Shapley indicaron que el Sol está relativamente lejos del centro de la galaxia, también contrariamente a lo que se había inferido previamente de la distribución aparentemente casi uniforme de las estrellas ordinarias. En realidad, la mayoría de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y las estrellas que se encuentran en la dirección del centro galáctico y más allá están oscurecidas por el gas y el polvo, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores. [22]
Clasificación
Shapley fue posteriormente asistido en sus estudios de agrupaciones por Henrietta Swope y Helen Battles Sawyer (más tarde Hogg). En 1927-1929, Shapley y Sawyer categorizaron los grupos de acuerdo con el grado de concentración que cada sistema tiene hacia su núcleo. Los conglomerados más concentrados se identificaron como Clase I, con concentraciones que disminuyeron sucesivamente hasta la Clase XII. [d] Esto se conoció como la clase de concentración de Shapley-Sawyer . [28] En 2015, se propuso un nuevo tipo de cúmulo globular sobre la base de datos de observación: cúmulos globulares oscuros . [29]
Formación
La formación de cúmulos globulares es poco conocida. [31] Tradicionalmente, los cúmulos globulares se han descrito como una población estelar simple, en la que todas las estrellas se formaron a partir de la misma nube molecular gigante y, por lo tanto, tienen aproximadamente la misma edad y metalicidad . Sin embargo, las observaciones modernas muestran que casi todos los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones. [32] Un ejemplo de esto son los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) que exhiben una población bimodal. Durante su juventud, estos cúmulos LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación estelar. [33] Este período de formación de estrellas es relativamente breve, en comparación con la edad de muchos cúmulos globulares. [34] Se ha propuesto que la razón de esta multiplicidad en las poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la galaxia Antennae , por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha observado cúmulos de cúmulos, regiones de la galaxia que abarcan cientos de parsecs, donde muchos de los cúmulos eventualmente colisionarán y fusionarán. Muchos de ellos presentan un rango significativo en edades, por lo tanto posiblemente metalicidades , y su fusión podría conducir plausiblemente a agrupaciones con una distribución bimodal o incluso múltiple de poblaciones. [35]
Las observaciones de los cúmulos globulares muestran que estas formaciones estelares surgen principalmente en regiones de formación estelar eficiente, y donde el medio interestelar tiene una densidad más alta que en las regiones normales de formación estelar. La formación de cúmulos globulares prevalece en las regiones de explosión estelar y en las galaxias que interactúan . [37] La investigación indica una correlación entre la masa de un agujero negro supermasivo central (SMBH) y la extensión de los sistemas de cúmulos globulares de galaxias elípticas y lenticulares . La masa del SMBH en una galaxia de este tipo suele estar cerca de la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia. [38]
Ningún cúmulo globular conocido muestra formación estelar activa, lo que es consistente con la opinión de que los cúmulos globulares son típicamente los objetos más antiguos de la Galaxia y estuvieron entre las primeras colecciones de estrellas en formarse. Las regiones muy grandes de formación estelar conocidas como super cúmulos estelares , como Westerlund 1 en la Vía Láctea , pueden ser las precursoras de los cúmulos globulares. [39]
Hay muchos cúmulos globulares con una órbita retrógrada alrededor de la Vía Láctea, [40] incluido el cúmulo globular de la Vía Láctea más masivo conocido, Omega Centauri . La órbita retrógrada puede sugerir que ω Cen es el remanente de una galaxia enana que fue capturada por la Vía Láctea. [41] [42]
Composición
Los cúmulos globulares generalmente están compuestos por cientos de miles de estrellas viejas de bajo contenido de metales . El tipo de estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las del abultamiento de una galaxia espiral, pero se limitan a un esferoide en el que la mitad de la luz se emite en un radio de sólo unas pocas a unas pocas decenas de parsecs . [31] Están libres de gas y polvo [44] y se presume que todo el gas y el polvo se convirtió hace mucho tiempo en estrellas o fue expulsado del cúmulo por las estrellas masivas de primera generación. [31]
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 por pársec cúbico en el núcleo del cúmulo. [45] La distancia típica entre estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente 1 año luz, [46] pero en su núcleo la separación entre estrellas promedia alrededor de un tercio de un año luz, 13 veces más cerca que Proxima Centauri . [47]
No se cree que los cúmulos globulares sean lugares favorables para la supervivencia de los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los núcleos de densos cúmulos debido a las perturbaciones de las estrellas que pasan. Un planeta que orbita a 1 unidad astronómica alrededor de una estrella que se encuentra dentro del núcleo de un cúmulo denso como 47 Tucanae solo sobreviviría en el orden de 10 8 años. [48] 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. [49]
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 pueden considerarse como evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos son de hecho los núcleos de galaxias enanas que son consumidas por las galaxias más grandes. [50] Aproximadamente una cuarta parte de la población de cúmulos globulares de la Vía Láctea puede haberse acumulado junto con su galaxia enana anfitriona. [51] Más del 60% de los cúmulos globulares en el halo exterior de la Galaxia de Andrómeda, a más de 25 kiloparsecs (82.000 ly) del centro, probablemente se acumularon de manera similar. [52]
Contenido de elementos pesados
Los cúmulos globulares normalmente consisten en estrellas de Población II , que tienen una baja proporción de elementos distintos al hidrógeno y helio en comparación con las estrellas de Población I como el Sol . Los astrónomos se refieren a estos elementos más pesados como metales y a las proporciones de estos elementos como la metalicidad . Estos elementos se producen por nucleosíntesis estelar y luego se reciclan al medio interestelar , donde ingresan a la próxima generación de estrellas. Por lo tanto, la proporción de metales puede ser una indicación de la edad de una estrella en modelos simples, y las estrellas más viejas suelen tener una metalicidad más baja. [53]
El astrónomo holandés Pieter Oosterhoff notó que parece haber dos poblaciones de cúmulos globulares, que se conocieron como grupos de Oosterhoff . El segundo grupo tiene un período ligeramente más largo de estrellas variables RR Lyrae . [54] Ambos grupos tienen líneas espectrales débiles de elementos metálicos. Pero las líneas en las estrellas del cúmulo de Oosterhoff tipo I (Oo I) no son tan débiles como las del tipo II (Oo II). [54] Por lo tanto, los tipos I se denominan ricos en metales (por ejemplo, Terzan 7 [55] ), mientras que los tipos II son pobres en metales (por ejemplo, ESO 280-SC06 [56] ).
Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elípticas masivas . Ambos grupos son casi tan antiguos como el propio universo y tienen edades similares, pero difieren en la abundancia de metales. Se han sugerido muchos escenarios para explicar estas subpoblaciones, incluidas las fusiones violentas de galaxias ricas en gas, la acumulación de galaxias enanas y múltiples fases de formación de estrellas en una sola galaxia. En la Vía Láctea, los grupos pobres en metales están asociados con el halo y los grupos ricos en metales con el bulto. [57]
En la Vía Láctea se ha descubierto que la gran mayoría de los cúmulos de baja metalicidad están alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Este resultado argumenta a favor de la opinión de que los cúmulos de tipo II en la galaxia 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 pensaba anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cúmulos se explicaría entonces por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron sus sistemas de cúmulos. [58]
Componentes exóticos
Los cúmulos globulares tienen una densidad de estrellas muy alta y, por lo tanto, las interacciones cercanas y las colisiones cercanas de estrellas ocurren con relativa frecuencia. Debido a estos encuentros casuales, algunas clases exóticas de estrellas, como las rezagadas azules , los púlsares de milisegundos y las binarias de rayos X de baja masa , son mucho más comunes en los cúmulos globulares. Se cree que un rezagado azul se forma a partir de la fusión de dos estrellas, posiblemente como resultado de un encuentro con un sistema binario. [61] La estrella resultante tiene una temperatura más alta que las estrellas comparables en el cúmulo con la misma luminosidad y, por lo tanto, difiere de las estrellas de secuencia principal formadas al comienzo del cúmulo. [62]
Los astrónomos han buscado agujeros negros dentro de cúmulos globulares desde la década de 1970. Los requisitos de resolución para esta tarea son exigentes, y solo con el Telescopio Espacial Hubble se hicieron los primeros descubrimientos declarados en 2002 y 2003. En programas independientes, se sugirió que existía un agujero negro de masa intermedia de 4.000 M ☉ basado en HST observaciones en el cúmulo globular M15 y un agujero negro de 20.000 M ☉ en el cúmulo Mayall II en la galaxia de Andrómeda. [65] Tanto las emisiones de rayos X como las de radio de Mayall II parecen ser consistentes con un agujero negro de masa intermedia. [66] Sin embargo, estas supuestas detecciones son controvertidas. [67] Se espera que los objetos más pesados en los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación masiva . Como se señaló en dos artículos de Holger Baumgardt y colaboradores, la relación masa-luz debería aumentar bruscamente hacia el centro del cúmulo, incluso sin un agujero negro, tanto en M15 [64] como en Mayall II. [68] 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 de 500 a 1000 M ☉ . [69]
Los agujeros negros de masa intermedia confirmados en cúmulos globulares serían importantes para las teorías del desarrollo galáctico y como posibles fuentes de los agujeros negros supermasivos en sus centros. La masa de estos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cúmulos, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias circundantes. [67] [70]
Diagrama de magnitud de color
El diagrama de Hertzsprung-Russell ( diagrama HR) es un gráfico de una gran muestra de estrellas que traza su magnitud visual absoluta frente a su índice de color . El índice de color, B − V, es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul, o B, y la magnitud en luz visual (verde-amarillo), o V. Los valores positivos grandes indican una estrella roja con una superficie fría. temperatura , mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie más caliente.
Cuando las estrellas cercanas al Sol se trazan en un diagrama HR, muestra una distribución de estrellas de varias masas, edades y composiciones. Muchas de las estrellas se encuentran relativamente cerca de una curva inclinada con una magnitud absoluta creciente a medida que las estrellas son más calientes, conocidas como estrellas de secuencia principal . El diagrama también suele incluir estrellas que se encuentran en etapas posteriores de su evolución y se han alejado de esta curva de secuencia principal.
Como todas las estrellas de un cúmulo globular están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, sus magnitudes absolutas difieren de su magnitud visual en aproximadamente la misma cantidad. Las estrellas de la secuencia principal en el cúmulo globular caerán a lo largo de una línea que se cree que es comparable a estrellas similares en la vecindad solar. La precisión de esta suposición se confirma mediante resultados comparables obtenidos al comparar las magnitudes de las variables cercanas de período corto, como las estrellas RR Lyrae y las variables cefeidas , con las del cúmulo. [72]
Al hacer coincidir estas curvas en el diagrama HR, se puede determinar la magnitud absoluta de las estrellas de la secuencia principal en el cúmulo. Esto, a su vez, proporciona una estimación de la distancia al cúmulo, basada en la magnitud visual de las estrellas. La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta, el módulo de distancia , produce esta estimación de la distancia. [73]
Cuando las estrellas de un cúmulo globular particular se trazan en un diagrama HR, en muchos casos casi todas las estrellas caen sobre una curva relativamente bien definida. Esto difiere del diagrama HR de estrellas cercanas al Sol, que agrupa estrellas de diferentes edades y orígenes. La forma de la curva de un cúmulo globular es característica de una agrupación de estrellas que se formaron aproximadamente al mismo tiempo y a partir de los mismos materiales, difiriendo solo en su masa inicial. Como la posición de cada estrella en el diagrama HR varía con la edad, la forma de la curva de un cúmulo globular se puede utilizar para medir la edad general de la población de estrellas. [74]
Sin embargo, el proceso histórico mencionado anteriormente para determinar la edad y la distancia a los cúmulos globulares no es tan robusto como se pensaba, ya que la morfología y la luminosidad de las estrellas de cúmulos globulares en los diagramas de color-magnitud están influenciadas por numerosos parámetros, muchos de los cuales aún están siendo investigado activamente. Ciertos cúmulos incluso muestran poblaciones que están ausentes de otros cúmulos globulares (p. Ej., Estrellas anzuelos azules) o presentan múltiples poblaciones. 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, también ha sido anulado (p. Ej., NGC 2808). [75] Además, la morfología de las estrellas del cúmulo en un diagrama de color-magnitud, y que incluye el brillo de los indicadores de distancia, como los miembros variables RR Lyrae , puede verse influenciada por sesgos de observación. Uno de esos efectos se llama fusión y surge porque los núcleos de los cúmulos globulares son tan densos que en observaciones de baja resolución, varias estrellas (no resueltas) pueden aparecer como un solo objetivo. Por lo tanto, el brillo medido para esa estrella aparentemente única (por ejemplo, una variable RR Lyrae) es erróneamente demasiado brillante, dado que esas estrellas no resueltas contribuyeron al brillo determinado. [76] En consecuencia, la distancia calculada es incorrecta, por lo que el efecto de combinación puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancias cósmicas y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble . [77]
Las estrellas de la secuencia principal más masivas tendrán la magnitud absoluta más alta, y serán las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrella gigante . A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de masas sucesivamente menores también entrarán en la etapa de estrella gigante. Por lo tanto, la edad de un solo cúmulo de población se puede medir buscando las estrellas que recién comienzan a entrar en la etapa de estrella gigante. Esto forma una "rodilla" en el diagrama de FC, que se dobla 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 globular, por lo que se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo a la magnitud.
Además, los cúmulos globulares se pueden fechar observando las temperaturas de las enanas blancas más frías. Los resultados típicos de los cúmulos globulares son que pueden tener hasta 12,7 mil millones de años. [78] Esto contrasta con los cúmulos abiertos que rara vez tienen más de 500 millones de años. [79]
Las edades de los cúmulos globulares establecen un límite en el límite de edad de todo el universo. Este límite inferior ha sido una limitación significativa en cosmología . Históricamente, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de la edad de los cúmulos globulares que parecían más antiguos de lo que permitían los modelos cosmológicos. [80] Sin embargo, mejores mediciones de parámetros cosmológicos a través de estudios de cielo profundo y satélites como el Telescopio Espacial Hubble parecen haber resuelto este problema. [81] [82]
Los estudios evolutivos de los cúmulos globulares se pueden utilizar para determinar los cambios debidos a la composición inicial del gas y el polvo que formaron el cúmulo. Es decir, las pistas evolutivas cambian con los cambios en la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de estudios de cúmulos globulares se utilizan para estudiar la evolución de la Vía Láctea en su conjunto. [83]
En los cúmulos globulares se observan algunas estrellas conocidas como rezagadas azules , aparentemente continuando la secuencia principal en la dirección de estrellas más brillantes y azules. En unos pocos grupos, se pueden detectar dos secuencias de rezagados azules, una más azul que la otra. Aún no está claro cómo se forman los rezagados azules, pero la mayoría de los modelos sugieren que estas estrellas son el resultado de interacciones en múltiples sistemas estelares, ya sea por fusiones estelares o por la transferencia de material de una estrella a otra. [84]
Morfología
Galaxia | Elipticidad [85] |
---|---|
vía Láctea | 0,07 ± 0,04 |
LMC | 0,16 ± 0,05 |
SMC | 0,19 ± 0,06 |
M31 | 0,09 ± 0,04 |
A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen ligados gravitacionalmente durante períodos de tiempo comparables a la duración de la vida de la mayoría de sus estrellas. Sin embargo, las fuertes interacciones de las mareas con otras masas grandes dan como resultado la dispersión de las estrellas, dejando atrás "colas de marea" de estrellas eliminadas del cúmulo. [86] [87]
Una vez formadas, las estrellas del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Como resultado, los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente y las estrellas pierden el historial de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación . Esto está relacionado con el tiempo característico que una estrella necesita para cruzar el cúmulo, así como con el número de masas estelares en el sistema. [88] El valor del tiempo de relajación varía según el grupo, pero un valor típico es del orden de 10 9 años. [89]
Aunque los cúmulos globulares generalmente tienen forma esférica, pueden ocurrir elipticidades debido a interacciones de marea. Los cúmulos dentro 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. [90]
Radios
Los astrónomos caracterizan la morfología de un cúmulo globular mediante radios estándar. Estos son el radio del núcleo ( r c ), el radio de media luz ( r h ) y el radio de las mareas (o Jacobi) ( r t ). La luminosidad general del cúmulo disminuye constantemente con la distancia al núcleo, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie se ha reducido a la mitad. [92] Una cantidad comparable es el radio de media luz, o la distancia desde el núcleo dentro de la cual se recibe la mitad de la luminosidad total del cúmulo. Suele ser más grande que el radio del núcleo. [93] [94]
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 usarán el radio de media masa ( r m ), el radio del núcleo que contiene la mitad de la masa total. del clúster. Cuando el radio de media masa de un cúmulo es pequeño en relación con el tamaño total, tiene un núcleo denso. Un ejemplo de esto es Messier 3 (M3), que tiene una dimensión visible general de aproximadamente 18 minutos de arco , pero un radio de media masa de solo 1,12 minutos de arco. [95]
Casi todos los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 pc , aunque hay cúmulos globulares bien establecidos con radios muy grandes, por ejemplo, NGC 2419 (R h = 18 pc) y Palomar 14 (R h = 25 pc). [96]
Finalmente, el radio de la marea, o esfera de Hill , es la distancia desde el centro del cúmulo globular a la que la gravitación externa de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas del cúmulo que el cúmulo en sí. 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 es de aproximadamente 40 minutos de arco, [97] o aproximadamente 113 pc [98] a una distancia de 10,4 kpc.
Segregación masiva, luminosidad y colapso del núcleo
Al medir la curva de luminosidad de un cúmulo globular dado en función de la distancia desde el núcleo, la mayoría de los cúmulos en la Vía Láctea aumentan constantemente en luminosidad a medida que esta distancia disminuye, hasta una cierta distancia desde el núcleo, luego la luminosidad se nivela. Por lo general, esta distancia es de aproximadamente 1-2 parsecs desde el núcleo. Aproximadamente el 20% de los cúmulos globulares se han sometido a un proceso denominado "colapso del núcleo". En este tipo de cúmulo, la luminosidad continúa aumentando de manera constante hasta la región del núcleo. [99] [100]
Se cree que el colapso del núcleo ocurre cuando las estrellas más masivas de un cúmulo globular se encuentran con sus compañeras menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del cúmulo hacia el exterior. Esto da como resultado una pérdida neta de energía cinética de la región del núcleo, lo que hace que las estrellas restantes agrupadas en la región del núcleo ocupen un volumen más compacto. Cuando se produce esta inestabilidad gravotérmica, la región central del cúmulo se vuelve densamente poblada de estrellas y el brillo de la superficie del cúmulo forma una cúspide de ley de potencia . [101] Un colapso del núcleo no es el único mecanismo que puede causar tal distribución de luminosidad; un agujero negro masivo en el núcleo también puede resultar en una cúspide de luminosidad. [102] Durante un largo período de tiempo, esto conduce a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación de masas .
El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas estelares binarios trabaja para prevenir un colapso inicial del núcleo del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita del último par tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que se agote el suministro primordial de binarios debido a las interacciones, se puede producir un colapso más profundo del núcleo. [103] [104] En contraste, el efecto de los choques de marea cuando un cúmulo globular pasa repetidamente a través del plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo. [105]
Las diferentes etapas del colapso del núcleo se pueden dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo globular, el proceso de colapso del núcleo comienza con estrellas cerca del núcleo. Las interacciones entre los sistemas estelares binarios previenen un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la mediana edad. Finalmente, los binarios centrales se interrumpen o se expulsan, lo que resulta en una concentración más estrecha en el núcleo.
La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado hace que se formen sistemas binarios estrechos. A medida que otras estrellas interactúan con estos binarios ajustados, 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 es típicamente 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 volver a expandirse. [106]
El telescopio espacial Hubble se ha utilizado para proporcionar evidencia de observación convincente de este proceso de clasificación de masa estelar en cúmulos globulares. Las estrellas más pesadas se ralentizan y se apiñan en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras aumentan su velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del cúmulo. El cúmulo globular de estrellas 47 Tucanae , que está compuesto por alrededor de 1 millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este cúmulo fue sometido a un estudio fotográfico intensivo, que permitió a los astrónomos rastrear el movimiento de sus estrellas. Se obtuvieron velocidades precisas para casi 15.000 estrellas en este cúmulo. [108]
Las luminosidades generales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda se pueden modelar por medio de una curva gaussiana . Este gaussiano se puede representar mediante una magnitud media M v y una varianza σ 2 . Esta distribución de la luminosidad del cúmulo globular se denomina Función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF). Para la Vía Láctea, M v = −7,29 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 magnitudes. El 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 siguen los mismos principios que en la Vía Láctea. [109]
Simulaciones de N-body
Calcular las interacciones entre las estrellas dentro de un cúmulo globular requiere resolver lo que se denomina problema de N-cuerpos . Es decir, cada una de las estrellas dentro del cúmulo interactúa continuamente con las otras N- 1 estrellas, donde N es el número total de estrellas en el cúmulo. El "costo" computacional ingenuo de la CPU para una simulación dinámica aumenta en proporción a N 2 (cada uno de los N objetos debe interactuar en pares con cada uno de los otros N objetos), por lo que los requisitos de computación potenciales para simular con precisión tal grupo pueden ser enormes. [110] [111] Un método eficiente de simular matemáticamente la dinámica de N cuerpos de un cúmulo globular se realiza subdividiendo en pequeños volúmenes y rangos de velocidad, y usando probabilidades para describir la ubicación de las estrellas. Luego, los movimientos se describen mediante una fórmula llamada ecuación de Fokker-Planck , que a menudo utiliza un modelo que describe la densidad de masa en función del radio, como un modelo de Plummer . Esto puede resolverse mediante una forma simplificada de la ecuación o ejecutando simulaciones de Monte Carlo y utilizando valores aleatorios. La simulación se vuelve más difícil cuando también se deben incluir los efectos de los binarios y la interacción con las fuerzas de gravitación externas (como la de la Vía Láctea). [112]
Los resultados de las simulaciones de N cuerpos 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 que orbita una masa central. Además, debido a las interacciones con otras estrellas que resultan en un aumento en la velocidad, algunas de las estrellas obtienen suficiente energía para escapar del cúmulo. Durante largos períodos de tiempo, esto dará como resultado la disipación del racimo, un proceso denominado evaporación. [113] La escala de tiempo típica para la evaporación de un cúmulo globular es de 10 a 10 años. [88] En 2010 fue posible calcular directamente, estrella por estrella, simulaciones de N cuerpos de un cúmulo globular de baja densidad a lo largo de su vida. [114]
Las estrellas binarias forman una porción significativa de la población total de sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas de campo y estrellas de cúmulos abiertos que ocurren en sistemas binarios. [115] [116] 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. [117] Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que los binarios pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en cúmulos globulares. Cuando una estrella en un cúmulo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un resultado posible es que el binario se vuelve más unido y se agrega energía cinética a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas del cúmulo se aceleran mediante este proceso, se reduce la contracción en el núcleo y limita el colapso del núcleo. [62] [118]
El destino final de un cúmulo globular debe ser acumular estrellas en su núcleo, provocando su contracción constante, [119] o el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas. [120]
Formas intermedias
La distinción entre los tipos de conglomerados no siempre es clara y se han encontrado objetos que difuminan las líneas entre las categorías. Por ejemplo, BH 176 en la parte sur de la Vía Láctea tiene propiedades de cúmulo abierto y globular. [122]
En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo completamente nuevo de cúmulo de estrellas en la galaxia de Andrómeda (M31), que es, en varios aspectos, muy similar a los cúmulos globulares. Los cúmulos recién encontrados contienen cientos de miles de estrellas, un número similar al que se encuentra en los cúmulos globulares. Los cúmulos comparten otras características con los cúmulos globulares como las poblaciones estelares y la metalicidad. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes, de varios cientos de años luz de diámetro, y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por tanto, mucho mayores dentro de los cúmulos extendidos recién descubiertos. Paramétricamente, estos cúmulos se encuentran en algún lugar entre un cúmulo globular y una galaxia esferoidal enana . [123]
La formación de estos cúmulos de halo de la galaxia de Andrómeda probablemente esté relacionada de alguna manera con la acreción. [124] Aún no se sabe por qué Andrómeda tiene tales grupos, mientras que la Vía Láctea no los tiene. También se desconoce si alguna otra galaxia contiene este tipo de cúmulos, pero sería muy poco probable que Andrómeda sea la única galaxia con cúmulos extendidos. [123]
Encuentros de mareas
Cuando un cúmulo globular tiene un encuentro cercano con una gran masa, como la región central de una galaxia, sufre una interacción de marea. La diferencia en el tirón de la gravedad entre la parte del cúmulo más cercana a la masa y el tirón en la parte más lejana del cúmulo da como resultado una fuerza de marea . Un "choque de marea" ocurre cuando la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia.
Como resultado de un choque de marea, las corrientes de estrellas pueden alejarse del halo del cúmulo, dejando solo la parte central del cúmulo. Estos efectos de interacción de las mareas crean colas de estrellas que pueden extenderse hasta varios grados de arco desde el cúmulo. [125] Estas colas generalmente preceden y siguen al cúmulo a lo largo de su órbita. Las colas pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo y pueden formar características parecidas a un cúmulo. [126]
El cúmulo globular Palomar 5 , por ejemplo, se encuentra cerca del punto apogaláctico de su órbita luego 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 las mareas han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5, y se espera que las interacciones posteriores a su paso a través del núcleo galáctico lo transformen en una larga corriente de estrellas que orbitan el halo de la Vía Láctea. [127]
La Vía Láctea está en proceso de despojar a la Galaxia Esferoidal Enana de Sagitario de estrellas y cúmulos globulares a través de la Corriente de Sagitario . Hasta el 20% de los cúmulos globulares del halo exterior de la Vía Láctea pueden haberse originado en esa galaxia. [128] Palomar 12 , por ejemplo, probablemente se originó en Sagittarius Dwarf Spheroidal pero ahora está asociado con la corriente o la Vía Láctea. [129] [130] Las interacciones de las mareas como estas agregan energía cinética en un cúmulo globular, aumentando drásticamente la tasa de evaporación y reduciendo el tamaño del cúmulo. [88] El impacto de las mareas no solo elimina las estrellas exteriores de un cúmulo globular, sino que el aumento de la evaporación acelera el proceso de colapso del núcleo. [88] [131]
Planetas
Los astrónomos están buscando exoplanetas de estrellas en cúmulos de estrellas globulares. [132] En 2000, se anunciaron los resultados de una búsqueda de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae. La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos (además del hidrógeno o el helio) necesarios para construir estos planetas puede necesitar ser al menos el 40% de la abundancia en el Sol. Los planetas terrestres están construidos a partir de elementos más pesados como silicio, hierro y magnesio. La muy baja abundancia de estos elementos en los cúmulos globulares significa que las estrellas miembros tienen una probabilidad mucho menor de albergar planetas de masa terrestre, en comparación con las estrellas cercanas al Sol. Por lo tanto, es poco probable que la región del halo de la Vía Láctea, incluidos los miembros del cúmulo globular, albergue planetas terrestres habitables . [133]
A pesar de la menor probabilidad de formación de planetas gigantes, tal objeto se ha encontrado en el cúmulo globular Messier 4 . Este planeta fue detectado orbitando un púlsar en el sistema estelar binario PSR B1620-26. La órbita excéntrica y muy inclinada del planeta sugiere que pudo haberse formado alrededor de otra estrella en el cúmulo, y luego fue "intercambiado" en su disposición actual. [134] La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede alterar los sistemas planetarios, algunos de los cuales se liberan para convertirse en planetas rebeldes . Incluso los planetas en órbita cercana pueden verse alterados, lo que podría provocar una desintegración orbital y un aumento de la excentricidad orbital y los efectos de las mareas. [135]
Ver también
- Escala de distancia extragaláctica
- Estimador de masas Leonard-Merritt
- Polytrope
Notas al pie
- ↑ Omega Centauri era conocido en la antigüedad, pero Halley descubrió su naturaleza como nebulosa.
- ↑ La M antes de un número se refiere al catálogo de Charles Messier, mientras que NGC es del Nuevo Catálogo General de John Dreyer .
- ↑ 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, que llegan a la Tierra, haciéndolos parecer más distantes de lo que están.
- ^ La clase de concentración a veces se da con números arábigos (clases 1–12) en lugar de números romanos .
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Otras lecturas
Libros
- Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Dinámica galáctica (Primera ed.). Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08444-0.
- Heggie, Douglas; Choza, Piet (2003). El problema gravitacional de un millón de cuerpos: un enfoque multidisciplinario de la dinámica de los cúmulos estelares . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 0-521-77486-1.
- Spitzer, Lyman (1987). Evolución dinámica de los cúmulos globulares . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08460-2.
Revisar articulos
- Elson, Rebecca; Choza, Piet; Inagaki, Shogo (1987). "Evolución dinámica de cúmulos globulares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 25 : 565. Código Bibliográfico : 1987ARA & A..25..565E . doi : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.003025 .
- Gratton, R .; Bragaglia, A .; Carretta, E .; et al. (2019). "¿Qué es un cúmulo globular? Una perspectiva de observación". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A y ARv..27 .... 8G . doi : 10.1007 / s00159-019-0119-3 . S2CID 207847491 .
- Meylan, G .; Heggie, DC (1997). "Dinámica interna de cúmulos globulares". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 8 (1–2): 1–143. arXiv : astro-ph / 9610076 . Bibcode : 1997A y ARv ... 8 .... 1M . doi : 10.1007 / s001590050008 . S2CID 119059312 .
enlaces externos
- Cúmulos Globulares , Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio Páginas 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
- Una base de datos de cúmulos globulares galácticos por Marco Castellani, Observatorio Astronómico de Roma, Italia
- SCYON , un boletín dedicado a los cúmulos estelares.
- MODEST , una colaboración flexible de científicos que trabajan en cúmulos estelares.