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NEBULOSAS Y CÚMULOS ESTELARES
NEBULOSAS
Nebulosa Trífida (M20). Las nebulosas (nebula singular, nebulae plural, en latín e inglés) son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas. Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst. Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.
TIPOS DE NEBULOSAS Las nebulosas se pueden clasificar en tres grandes categorías según la naturaleza de su emisión (o falta de ella):
Nebulosas Oscuras
Imagen de la conocida Nebulosa Cabeza de Caballo en Orión. Una nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción), es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionada con ninguna estrella o alejada de éstas, de tal forma que no recibe su energía, por lo que su presencia sólo es advertida por contraste con un fondo estelar poblado más alejado que la nebulosa. Son las causantes de que en la periferia de la nebulosa las estrellas que se localizan por detrás de ella aparezcan atenuadas y enrojecidas a causa de la absorción de parte de la luz por el material de la nube. Se puede apreciar cómo en una noche oscura y sin Luna la Vía Láctea se encuentra interrumpida por secciones oscuras, parecidas a manchas en el cielo. Esto es producto de las nubes oscuras que se interponen entre el Sol y parte de nuestra Galaxia. Este tipo de nubes también fueron encontradas en otras galaxias y cúmulos globulares. Algunas de las de nuestra Galaxia son distinguibles perfectamente, como la llamada Saco de Carbón, al este de la Cruz del Sur, donde se aprecia claramente una zona relativamente despoblada de estrellas. Otro ejemplo harto conocido es la famosa Cabeza de Caballo, una nebulosa asequible a telescopios medianos, y ubicada en las cercanías del cinturón de Orión. Estudiadas en infrarrojo, algunas de ellas muestran estrellas en formación en su interior.
Nebulosas de Reflexión
La nebulosa de reflexión conocida como Cabeza de Bruja o Witch Head, catalogada como IC 2118. Una nebulosa de reflexión, como su propio nombre indica, es una nube de polvo que refleja la energía procedente de una o más estrellas cercanas. Esta energía es insuficiente para ionizar el gas, pero sí alcanza para que la dispersión de la luz pueda revelarlo. Como es luz reflejada, el espectro de la nebulosa es similar al de las estrellas iluminantes. A menudo las nebulosas de reflexión y las de emisión aparecen juntas; un ejemplo clásico es M42 en Orión. Como cualquier nebulosa, se compone de gas, sobre todo hidrógeno y polvo. Contiene también elementos más pesados como oxígeno, silicio y carbono. Las nebulosas de reflexión son usualmente azules porque la dispersión es más eficiente para la luz azul que para la roja (es la misma razón que explica el color del cielo). Un ejemplo de este tipo de nebulosas lo constituye la que rodea al cúmulo abierto Pléyades (M45), en Taurus, sobre el que basó sus estudios Vesto M. Slipher en 1912, cuando comprobó que el espectro de la nebulosa de las Pléyades coincidía con el de sus estrellas, en lo que fue la primera demostración de la naturaleza de las nebulosas de reflexión.
Nebulosas de emisión
Parte de la Nebulosa de Orión (M42).
Fantástica imagen de la Nebulosa del Águila (M16). En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos. 1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario). 2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario). El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).
CÚMULOS ESTELARES
Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. Los cúmulos estelares ayudan a comprender la evolución estelar al ser estrellas formadas en la misma época a partir del material de una nube molecular. También representan un importante paso en la determinación de la escala del Universo. Algunos de los cúmulos abiertos más cercanos pueden utilizarse para medir sus distancias absolutas por medio de la técnica del paralaje. El diagrama de Hertzsprung-Russell de estos cúmulos puede entonces representarse con los valores de luminosidad absoluta. Los diagramas similares de cúmulos cuya distancia no es conocida pueden ser comparados con los de distancia calibrada estimando la distancia que los separa de nosotros. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos).
CÚMULOS GLOBULARES
El cúmulo globular M80 Un cúmulo globular (globular cluster, en inglés) es un tipo de cúmulo estelar que consiste en una agrupación de 105 a 106 estrellas viejas (es decir, de Población II), gravitacionalmente ligadas, con distribución aproximadamente esférica, y que orbita en torno a una galaxia de manera similar a un satélite. Son estas estrellas viejas las que le dan a los cúmulos globulares su típico color dorado, sólo visible por medio de la fotografía en color. Los cúmulos globulares están generalmente compuestos por cientos de miles de estrellas viejas, del mismo tipo que las que componen el bulbo de una galaxia espiral, pero confinadas en un volumen de sólo unos pocos pársecs cúbicos. Algunos cúmulos globulares (como Omega Centauri en la Vía Láctea y G1 en M31, la galaxia de Andrómeda) son extraordinariamente masivos, del orden de varios millones de masas solares. Otros, como M15 (otro cúmulo de la Vía Láctea), tienen núcleos extremadamente masivos, lo que hace sospechar la presencia de agujeros negros en sus centros. Con unas pocas excepciones notables, cada cúmulo globular parece tener una edad definida. Es decir, todas las estrellas de un cúmulo globular están aproximadamente en la misma etapa de su evolución, lo que sugiere que todas se han formado al mismo tiempo. Fue el reconocimiento de este hecho, estudiando los diagramas de Hertzsprung-Russell de cúmulos globulares, lo que dio lugar a una primera teoría de evolución de las estrellas.
Cúmulo globular G1 en M31 Los cúmulos globulares poseen una densidad estelar muy alta, de manera que existen fuertes interacciones entre sus estrellas componentes y suelen ocurrir colisiones con relativa frecuencia. Algunos tipos exóticos de estrellas, como las rezagadas azules (blue stragglers, en inglés), los púlsares milisegundo y las binarias de poca masa emisoras de rayos X son mucho más frecuentes en los cúmulos globulares. Los cúmulos globulares son bastante numerosos: hay al menos 150 cúmulos conocidos en la Vía Láctea (y quizá 10 ó 20 más sin descubrir). Galaxias más grandes como M31 tienden a tener aún más (M31 contaría con al menos 500). Algunas galaxias elípticas gigantes, como M87, podrían tener hasta 10.000 cúmulos globulares. Los cúmulos orbitan alrededor de la galaxia a gran distancia, típicamente a unos 100 kilopársecs o más. Los cúmulos globulares están formados generalmente por estrellas pertenecientes a la Población II, que tienen bajo contenido en metales, en comparación con las estrellas de Población I, como el Sol (los astrónomos llaman metales a todos los elementos más pesados que el helio, como el litio, el carbono, el oxígeno, etc.). En muchas galaxias (especialmente en las galaxias elípticas masivas), pueden haber dos poblaciones de cúmulos globulares con diferente metalicidad. Estas subpoblaciones de cúmulos son normalmente conocidas como «pobres en metales» y «ricas en metales», aunque la composición de aquella que contiene más metales no alcanza la metalicidad del Sol. Se han sugerido muchas teorías para explicar estas subpoblaciones, como fusiones galácticas violentas, la acreción de galaxias enanas y las múltiples fases de la formación de estrellas en una sola galaxia. En nuestra Vía Láctea, los cúmulos de baja metalicidad están asociados con el halo galáctico, y los «ricos» con el bulbo galáctico.
Cúmulo globular M15
Se cree que algunos cúmulos globulares se formaron como galaxias orbitantes alrededor de una galaxia mayor, acabando únicamente con su bulbo central cuando las estrellas externas fueron atraídas por la fuerza gravitacional de la galaxia central; una de las pruebas que sustentan ésta teoría es la diferencia de edades entre las estrellas de algunos de ellos cómo sucede por ejemplo en Omega Centauri, ó en G1 -éste en la Galaxia de Andrómeda-. Sin embargo, la mayoría parece proceder de los supercúmulos estelares, que han conseguido sobrevivir hasta hoy al no haber sido destruidos por interacciones gravitatorias y tener el suficiente número de estrellas de baja masa. De hecho, en algunas galaxias que están experimentando actualmente un brote estelar se han detectado cúmulos estelares jóvenes de gran masa que se cree eventualmente pueden acabar convirtiéndose en cúmulos globulares. Fue a través del estudio de la distribución de los cúmulos globulares como se conoció la posición relativa del Sol en la Vía Láctea. Hasta los años 1930 se pensaba que el Sol estaba ubicado cerca del centro de la Galaxia porque la distribución estelar observada parecía uniforme. Sin embargo, la distribución de los cúmulos globulares era fuertemente asimétrica. Asumiendo una distribución más o menos esférica de los cúmulos alrededor del centro galáctico, se pudo estimar la posición del Sol con respecto a dicho centro. Estimando además las distancias a los cúmulos, se pudo asimismo calcular la distancia del Sol al centro. Así se pudo esclarecer que la zona de la Vía Láctea observable desde la Tierra sólo representaba una minúscula parte del total de la Galaxia, mayormente oscurecida por polvo y gas.
CÚMULOS ABIERTOS O GALÁCTICOS
Cúmulo estelar abierto M11. Puede observarse su estructura poco densa, formada por estrellas jóvenes y brillantes. Los cúmulos estelares abiertos son grupos de estrellas formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura y en general asimétricos. También se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por toda la galaxia. Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas entre sí gravitacionalmente, pero en menor medida que las de los cúmulos globulares. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas y muy calientes, y su número puede oscilar desde una decena hasta varios miles. Se encuentran repartidos en espacios del orden de la treintena de años luz y, debido a las fuerzas de marea producidas por el centro de la galaxia, se van disgregando lentamente. Solamente se observan cúmulos abiertos en galaxias espirales e irregulares, debido a que en ellas la formación estelar es más activa. El diámetro medio de los cúmulos abiertos es de unos 10 pársecs (30 años luz), y aunque se han clasificado alrededor de 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, se estima que la cifra podría ser cien veces superior. Este número tan escaso se debe a que los cúmulos que se encuentran a más de 5.000 años luz de nosotros (el diámetro de la Vía Láctea es de 100.000 años luz) no pueden ser vistos ni siquiera con los telescopios más potentes, pues el polvo galáctico dificulta su observación provocando lo que se conoce como absorción interestelar (el medio interestelar absorbe parte de la luz, llegando a la Tierra más debilitada), la cual, además, afecta en mayor grado a la luz azul, por lo que los cúmulos abiertos, ricos en estrellas azules y localizados especialmente en el disco galáctico, se ven muy perjudicados en este sentido.
NGC 2244, cúmulo abierto situado en la nebulosa Roseta. Alberga multitud de estrellas azules jóvenes, muy calientes, que generan gran cantidad de radiación y fuertes vientos estelares. Los cúmulos abiertos más jóvenes pueden estar contenidos aún por la nube molecular que le dio origen, iluminándola y originando una región H II. Con el paso del tiempo, la presión de radiación proveniente del cúmulo provocará que la nube molecular se disperse. Por lo general, se estima que el 10% de la masa de una nube de gas se condensará en forma de estrellas antes de que la presión de radiación haya expulsado el resto del gas. Los cúmulos abiertos son objetos muy importantes para el estudio de la formación estelar. Debido a que todas las estrellas del cúmulo poseen la misma edad y similar composición química, se pueden estudiar más fácilmente los parámetros variables que en estrellas aisladas. Las Híades son el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, mientras que las Pléyades es el ejemplo más famoso de cúmulo abierto, el más brillante y conspicuo de todos.
Formación
Nebulosa de Orión. La imagen de la derecha está tomada en el espectro infrarrojo y pone en evidencia la formación de un denso cúmulo abierto en el centro denominado "Cúmulo del Trapecio". Una gran parte de las estrellas se han formado originariamente en sistemas múltiples (es decir, de más de una estrella), ya que una sola nube de gas que contenga varias veces la masa del Sol sería lo suficientemente pesada como para colapsar bajo su propia gravedad, pero no habría manera de hacerlo en una estrella aislada. Los cúmulos abiertos tardan muy poco tiempo en formarse si lo comparamos con la vida del mismo. Su formación comienza con el colapso de parte de una gran nube molecular, una densa e inmensa nube de gas muy frío que alberga varios cientos de veces la masa del Sol. Existen multitud de factores que pueden iniciar el colapso de la gran nube molecular, o de parte de ella, y por tanto comenzar a formar el cúmulo abierto, como pueden ser las ondas de choque de una supernova cercana o las interacciones gravitacionales, entre otros muchos. Una vez que la gran nube molecular ha comenzado a colapsar, se va fragmentando en grupos cada vez más pequeños, obteniendo como resultado la formación de varios miles de estrellas. En nuestra galaxia, se estima que el ritmo de formación de cúmulos abiertos es de uno cada pocos miles de años. Una vez que la formación de estrellas ha comenzado, las más calientes y masivas (de tipo OB) emitirán ingentes cantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rápidamente el gas circundante de la gran nube molecular, lo que causa la formación de una región H II. Los vientos estelares de las estrellas más masivas, junto con la presión de radiación, dirigen hacia afuera los gases de la nube y los van expulsando con el tiempo; al cabo de unos pocos millones de años el cúmulo experimentará su primera supernova, contribuyendo en gran medida a expulsar gas del sistema. Pasadas varias decenas de millones de años, el cúmulo ya se encuentra libre de gas y la formación de estrellas ha finalizado. Por lo general, menos del 10% del gas inicial del cúmulo llega a formar parte de las estrellas antes de ser disipado.
Doble Cúmulo de Perseo, un cúmulo abierto binario. Otro modelo posible es que el cúmulo se forme rápidamente a causa de la contracción del núcleo de la nube molecular y, una vez que las estrellas más masivas comienzan a brillar, expulsen el gas residual a la velocidad del sonido. Desde que el núcleo de la nube comienza a contraerse hasta que el gas es repelido suele pasar de uno a tres millones de años, y debido a que generalmente sólo el 30% o 40% del gas del núcleo de la nube forma estrellas, el proceso de expulsión del gas residual puede perjudicar seriamente al cúmulo, pudiendo perder gran parte de sus estrellas, o incluso la totalidad de ellas. Los cúmulos que se forman de este modo sufren una pérdida de masa bastante significativa en las primeras etapas de formación y una parte importante de las estrellas mueren en el proceso. Debido a que la mayoría de las estrellas, si no todas, se forman en cúmulos, se les conoce como los pilares fundamentales de construcción de las galaxias. La violenta expulsión de gas que da forma a los cúmulos estelares en el momento de su nacimiento deja huella en la morfología y estructura cinemática de la galaxia. Puede ocurrir que dos o más cúmulos abiertos separados se hayan formado a partir de la misma nube molecular. Un ejemplo de ello lo tenemos en la Gran Nube de Magallanes, donde los cúmulos Hodge 301 y R136 se formaron en la Nebulosa de la Tarántula. En nuestra galaxia, el rastreo del movimiento de dos importantes cúmulos abiertos cercanos, Híades y El Pesebre, sugiere que se formaron a partir de la misma nube 600 millones de años atrás. En ocasiones, dos cúmulos que nacen al mismo tiempo pueden llegar a formar un cúmulo binario, y se calcula que aproximadamente el 8% de los cúmulos abiertos lo son. El mejor ejemplo de la Vía Láctea son los cúmulos "h Persei" y "χ Persei", los cuales forman el llamado Doble Cúmulo de Perseo, aunque se conocen que existen con seguridad, al menos, diez cúmulos dobles más. Sin embargo, se conocen muchos más casos tanto en la Pequeña como en la Gran Nube de Magallanes, pues su detección resulta más fácil en sistemas externos que en nuestra propia galaxia debido a que los efectos de proyección pueden provocar que cúmulos sin relación alguna aparezcan muy cerca unos de otros. Morfología y clasificación
NGC 2158 es un cúmulo abierto con una alta población de estrellas y de elevada concentración, situado en la constelación de Géminis. Los cúmulos abiertos pueden variar desde cúmulos muy dispersos de unos pocos miembros hasta densas aglomeraciones de miles de estrellas. Suelen seguir la misma estructura: un núcleo denso rodeado de una corona más difusa. Por lo general, el núcleo tiene un diámetro de 3-4 años luz, y la corona se extiende hasta 20 años luz del centro del cúmulo. En el centro del cúmulo la densidad suele ser del orden de 1,5 estrellas por cada año luz cúbico, unas 500 veces más elevada que cerca del Sol. En 1930, Harlow Shapley ideó un sistema muy sencillo de clasificación de cúmulos abiertos, que describe la riqueza del número de estrellas y la concentración del cúmulo. Consiste simplemente en una letra, de la "a" a la "g": · a, Irregularidades de campo · b, Asociaciones estelares · c, Cúmulos irregulares y muy levemente ligados · d, Cúmulos levemente ligados · e, Cúmulos con riqueza y concentración intermedia · f, Cúmulos bastante concentrados · g, Cúmulos con una gran riqueza y concentración En el mismo año, Robert Trumpler ideó un sistema de clasificación de cúmulos abiertos mucho más complejo. Según dicho sistema, cada cúmulo recibe tres caracteres: el primero de ellos, en numeración romana, puede oscilar entre I-IV e indica su concentración y tamaño hasta la estrella más cercana (de mayor a menor), el segundo se escribe en numeración arábiga, pudiendo variar entre 1 y 3, y revela información acerca de la luminosidad de sus miembros (de menos a más), y el último carácter puede ser una p, una m, o una r, e indica si el cúmulo es pobre (menos de 30), medio (entre 50 y 100), o rico (más de 100) en estrellas, respectivamente. Además, si el cúmulo se encuentra dentro de una nebulosa, al final se le añade la letra n. En 1990 se publicó un compendio de todos los cúmulos abiertos de nuestra galaxia conocidos hasta entonces, todos ellos clasificados con el sistema de Trumpler. Las Pléyades, bajo el sistema de clasificación de Trumpler, quedan catalogadas como "I3rn" (muy concentradas y luminosas, ricas en población de estrellas, e incluidas dentro de una nebulosa), mientras que las Híades son "II3m" (más dispersas y con pocas estrellas en su haber). Distribución en las galaxias
NGC 346, un cúmulo abierto situado en la Pequeña Nube de Magallanes. En las galaxias espirales, los cúmulos abiertos siempre se hallan en los brazos espirales, donde la densidad de los gases es mayor. Además, los cúmulos abiertos se sitúan en el plano de la galaxia. En las galaxias irregulares, los cúmulos abiertos pueden encontrarse en cualquier lugar, aunque por regla general cuanto mayor es la densidad de los gases mayor número de cúmulos suelen formarse. Sin embargo, no existen evidencias de cúmulos abiertos en las galaxias elípticas, pues la formación de estrellas allí finalizó muchos millones de años atrás, y por tanto los cúmulos abiertos que se pudieron formar en el pasado han tenido tiempo para dispersarse. En nuestra galaxia, la distribución de los cúmulos depende en gran medida de la edad, estando los más antiguos a grandes distancias del centro de la galaxia. Esto se debe a que las fuerzas de marea son más potentes cerca del centro de la galaxia y por lo tanto las probabilidades de alterar al cúmulo son mayores. Por esta razón, los cúmulos que se originan en las regiones interiores de la galaxia tienden a dispersarse con mayor rapidez y a una edad muy temprana, al contrario de lo que sucede con los cúmulos que se originan en las regiones más externas. Conocemos alrededor de 1.100 cúmulos abiertos en nuestra galaxia, pero se estima que la cifra real podría ser cien veces más elevada.
Composición estelar
Normalmente una estrella, al final de su vida, se expande formando una gigante roja para agotar todo el hidrógeno posible, hasta que poco después se colapsa formando una enana blanca y expulsando sus capas exteriores, que dan lugar a bellas nebulosas planetarias. Debido a que los cúmulos abiertos se dispersan antes de que la mayoría de sus estrellas finalicen sus vidas, la luz que emiten suele estar dominada por las jóvenes estrellas azules, de gran luminosidad y temperatura. Estas estrellas son las más masivas y su vida, de sólo unas pocas decenas de millones de años, es la más corta de todas las estrellas, pues consumen muy rápidamente su combustible. Por este motivo, los cúmulos abiertos más antiguos suelen contener un mayor número de estrellas amarillas. Algunos cúmulos abiertos, sin embargo, albergan estrellas azules más jóvenes que el resto de estrellas del cúmulo. Estas estrellas, observadas también en los cúmulos globulares, reciben el nombre de estrellas rezagadas azules (blue stragglers en inglés). Se cree que en los densos núcleos de los cúmulos globulares, estas estrellas se originan debido a colisiones entre estrellas, formando una estrella más masiva y caliente. Sin embargo, los cúmulos abiertos no presentan la densidad de estrellas de los globulares, por lo que las colisiones entre estrellas no pueden explicar su formación. En lugar de ello, se piensa que la gran mayoría se originan debido a interacciones dinámicas con otras estrellas, formando un sistema binario y fusionándose en una sola estrella. Con el tiempo, las estrellas de mediana y baja masa agotarán sus reservas de hidrógeno y no podrán proseguir la fusión nuclear, dejando escapar sus capas externas para formar una nebulosa planetaria y convirtiéndose en enanas blancas. A pesar de que la gran mayoría de los cúmulos se dispersan antes de que el número de estrellas que hayan alcanzado la etapa de enanas blancas en él sea significativo, el número observado de ellas es mucho menor de lo que cabría esperar si tenemos en cuenta la edad del cúmulo y su distribución inicial de masas estelares. Una posible explicación de esta escasez podría ser que cuando se encuentran en la fase de gigante roja y sus capas externas son expulsadas, se podría dar una ligera asimetría en la pérdida de material, provocando una especie de "golpe" que lanzaría la estrella a una velocidad de unos pocos kilómetros por segundo, suficiente para escapar del cúmulo. Destino final
NGC 3603 es una región H II gigante que alberga un cúmulo abierto de 2.000 estrellas. Se trata de la única región H II gigante de la Vía Láctea que emite longitudes de onda visibles. Muchos cúmulos abiertos son inestables, esto es, que la velocidad de escape del sistema es menor que la velocidad media de las estrellas que contiene. Estos cúmulos se dispersan rápidamente en apenas unos cuantos millones de años. En muchos casos, la expulsión de gas debido a la presión de radiación de las estrellas jóvenes más calientes reduce la masa del cúmulo lo suficiente como para permitir una rápida dispersión. Los cúmulos que poseen masa suficiente para permanecer ligados por la gravedad, una vez que la nebulosa se ha evaporado, pueden permanecer fácilmente distinguibles durante decenas de millones de años, pero, con el tiempo, los procesos tanto internos como externos tenderán siempre a dispersarlo. En cuanto a los procesos internos, pueden ocurrir encuentros entre dos estrellas del cúmulo, provocando que la velocidad de una de ellas se eleve hasta superar la velocidad de escape del cúmulo, lo que, a la larga, se traduce en una lenta pero gradual "evaporación" de sus miembros. En lo referente a los procesos externos, un cúmulo abierto puede verse afectado por determinados eventos como por ejemplo si pasa cerca o a través de una nube molecular, lo que se calcula que suele pasar aproximadamente cada 500 millones de años. Las fuerzas de marea que se generan en el encuentro tienden a alterar en gran medida el cúmulo. Finalmente, el cúmulo se convierte en una corriente de estrellas, sin estar lo suficientemente juntas como para considerarse cúmulo, pero guardando relación entre ellas y moviéndose en direcciones y velocidades similares. El tiempo que pasa hasta que el cúmulo se ve afectado depende de la densidad de estrellas inicial, tardando más tiempo los cúmulos más comprimidos. Se estima que la vida media de un cúmulo (cuando ha perdido la mitad de las estrellas originales), oscila entre 150 y 800 millones de años, dependiendo de la densidad inicial. Una vez que un cúmulo deja de estar unido gravitacionalmente, muchas de sus estrellas se moverán por el espacio en trayectorias muy similares, formando lo que se conoce como asociación estelar, cúmulo móvil o grupo móvil. Algunas de las estrellas más brillantes de la Osa Mayor fueron miembros de un cúmulo abierto que ahora forma una asociación de este tipo, denominada Asociación estelar de la Osa Mayor, que tiene 126 estrellas conocidas. Finalmente, sus diferentes velocidades relativas harán que se diseminen por toda la galaxia. Estudio de la evolución estelar
Diagrama de Hertzsprung-Russell superpuesto para dos cúmulos abiertos. NGC 188 es un cúmulo más antiguo, por lo que posee más estrellas alejadas de la secuencia principal que el cúmulo M67. Cuando se traza el diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, se observa que la mayoría de sus estrellas se encuentran en la secuencia principal. Las estrellas más masivas han comenzado a abandonar la secuencia principal y se están convirtiendo en gigantes rojas; de hecho, las estrellas que no se encuentran en la secuencia principal suelen utilizarse para estimar la edad del cúmulo. Debido a que todas las estrellas de un cúmulo abierto distan lo mismo de la Tierra y nacieron prácticamente a la vez y del mismo material, las diferencias en el brillo aparente de las estrellas se deben únicamente a su masa. Este hecho hace que los cúmulos sean entes muy útiles en el estudio de la evolución estelar, pues al comparar dos estrellas diferentes muchos de los parámetros variables están fijados. El estudio de las cantidades de litio y berilio en los cúmulos abiertos arroja importantes pistas acerca de la evolución de las estrellas y de sus estructuras internas. Mientras que el hidrógeno no puede fusionarse para formar helio hasta que la temperatura alcanza los 10 millones de K, el litio y el berilio lo hacen a temperaturas de 2,5 y 3,5 millones de K, respectivamente, lo que significa que sus cantidades dependen en gran medida de la mezcla en el interior de las estrellas. El estudio de estos dos elementos permite fijar determinados parámetros variables tales como la edad o la composición química. Los estudios también revelan que la abundancia observada de estos elementos es mucho menor de lo esperado según las predicciones de los modelos de evolución estelar. Aunque todavía no se comprende totalmente las causas de esta carencia, una posibilidad es que la convección en el interior de las estrellas pueda llegar hasta regiones donde la radiación es la forma dominante de transporte de energía.
Los cúmulos abiertos y la escala de distancia cósmica
Telescopio espacial Hipparcos, puesto en marcha entre 1989 y 1993. Se encargaba de calcular distancias mediante el método del paralaje. La determinación de las distancias de los diferentes objetos astronómicos resulta crucial para su comprensión. Sin embargo, la gran mayoría de estos objetos se encuentran demasiado lejos como para determinar la distancia directamente. La escala de distancia cósmica estima estas distancias basándose en una serie de mediciones indirectas, y en ocasiones inciertas, en las que se involucran objetos más cercanos cuya distancia se puede determinar de forma directa, para después ir aumentando paulatinamente otros objetos más distantes. En este paso, los cúmulos abiertos tienen un papel de gran relevancia. Se puede medir directamente la distancia de los cúmulos abiertos más cercanos mediante varios métodos. En primer lugar, el paralaje (esto es, observar el objeto desde la Tierra cuando ésta se encuentra en un punto de su órbita alrededor del Sol y volver a observarlo cuando se encuentra en el punto contrario, registrando entonces el pequeño cambio en su posición aparente) de estrellas en los cúmulos abiertos cercanos puede ser medido del mismo modo que en las estrellas aisladas. Cúmulos como las Pléyades, las Híades y algunos otros que se encuentran dentro del rango de los 500 años luz de distancia de la Tierra pueden ser medidos por este método. El objetivo del satélite Hipparcos consistió en estimar con mayor precisión estas distancias por el método del paralaje.
Las Híades, el cúmulo abierto más cercano a la Tierra, cuya distancia fue estimada mediante el método del cúmulo móvil. Otro método directo es el llamado método del cúmulo móvil y se basa en el hecho de que todas las estrellas de un cúmulo comparten el mismo movimiento a través del espacio. Si medimos el movimiento relativo de los miembros del cúmulo podemos deducir que convergen en un punto de fuga. La velocidad radial de los miembros del cúmulo puede determinarse mediante el efecto Doppler de su espectro, y si ya conocemos la velocidad radial, el movimiento relativo y la distancia angular al punto de fuga, mediante simple trigonometría podemos hallar la distancia al cúmulo. Las Híades son el ejemplo más conocido de aplicación de este método, el cual revela que la distancia Tierra-Híades es de 46,34 ±0,27 pársecs (151 años luz aprox.). Una vez que se han establecido las distancias a los cúmulos más cercanos, otras técnicas pueden extender la escala de distancia hasta cúmulos más lejanos. Se puede estimar la distancia a un cúmulo más lejano relacionando la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell con uno cuya distancia es conocida. El cúmulo abierto más cercano de nosotros son las Híades y aunque existe una asociación estelar a mitad de distancia de las Híades, ésta no puede considerarse cúmulo abierto porque sus estrellas no se encuentran ligadas gravitacionalmente. El cúmulo abierto conocido más lejano de la Tierra en nuestra galaxia se denomina Berkeley 29, y se encuentra a una distancia aproximada de 15.000 pársecs (casi 50.000 años luz). Los cúmulos abiertos se pueden detectar fácilmente en otras galaxias del Grupo Local. Conocer con precisión las distancias a los cúmulos abiertos resulta de vital importancia para determinar la relación en el período de luminosidad de algunos tipos de estrellas variables, como las cefeidas o las RR Lyrae, quienes pueden utilizarse como candelas estándar. Las distancias de estas estrellas luminosas pueden determinarse aunque el objeto se encuentre muy lejos, y sirven para extender la escala de distancia cósmica hasta las galaxias cercanas del Grupo Local.
En los años 80 y 90 del siglo XX se descubrió que la clasificación tradicional no abarcaba todos los cúmulos estelares existentes. Por ejemplo, en las Nubes de Magallanes existen cúmulos tan masivos como los globulares pero jóvenes (R136, el núcleo de 30 Doradus, es el caso más notorio). En otras galaxias (por ejemplo, M82) se descubrieron en aquellos años supercúmulos estelares tan masivos o más como los globulares pero jóvenes. Algunos de esos supercúmulos estelares (NGC 3603, Westerlund 1) se han identificado también en el plano de nuestra propia galaxia, escondidos tras grandes nubes de polvo. Así mismo, se comprobó que la diferencia entre cúmulos estelares (objetos ligados, esto es, unidos por su atracción gravitatoria) y asociaciones estelares (agrupaciones que no están unidas gravitacionalmente y que se dispersan lentamente) no está bien marcada. Algunas agrupaciones estelares nacen como cúmulos, otras como asociaciones estelares, otras como cúmulos rodeadas de asociaciones y otras en un estado limítrofe entre cúmulos y asociaciones. Todas ellas acaban disgregándose tarde o temprano. Los cúmulos globulares (los cuales cuando son jóvenes se llaman supercúmulos estelares) son los que perduran más; algunos más que la edad actual del Universo (razón por la que aún podemos observar cúmulos globulares que se formaron al principio de la vida de nuestra galaxia). Sin embargo, es posible apreciar cómo algunos cúmulos globulares poseen colas de marea, esto es, rastros de estrellas que se han ido desprendiendo del cúmulo a lo largo de su historia y que presagian su dispersión final. Por lo tanto, una clasificación moderna de las agrupaciones estelares (cúmulos o asociaciones) debe incluir al menos tres variables: edad, masa y estado gravitacional; y quizás dos más (metalicidad y tipo de órbita).
SUPERCÚMULO ESTELAR
Supercúmulo estelar Westerlund 1 en luz infrarroja. Imagen obtenida con el 2 Micron All-Sky Survey (2MASS).
Un supercúmulo estelar (abreviado SSC, del inglés Super Star Cluster) es una región de formación estelar de gran tamaño, que se piensa que es el precursor de un cúmulo globular. Habitualmente contiene un gran número de estrellas jóvenes masivas que ionizan la región H II que le rodea, similar a las llamadas "Regiones ultradensas de H II (UDHIIs)" de la Vía Láctea. La región H II en torno al supercúmulo estelar se encuentra rodeada por una envoltura de polvo. En muchos casos tanto las estrellas como las regiones H II regiones son ópticamente invisibles debido a los altos niveles de extinción. Por consiguiente, los supercúmulos estelares más jóvenes son observados mejor en radiofrecuencias e infrarrojos. Son características únicas de los supercúmulos estelares su gran densidad de electrones ne = 103–106 cm − 3 así como su presión P / kb = 107–1010 K cm − 3. Aunque existen muchos ejemplos de supercúmulos estelares en otras galaxias, Westerlund 1 parece ser el único cúmulo de este tipo en nuestra galaxia. Se cree que estos objetos, asumiendo que tengan suficientes estrellas de baja masa y que no sean destruidos por interacciones gravitatorias, acabarán por convertirse en cúmulos globulares dentro de varios miles de millones de años.
ASOCIACIÓN ESTELAR
El cúmulo del Trapecio en la Nebulosa de Orión, una asociación estelar OB
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Viktor Ambartsumian en 1947. Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
Principales asociaciones estelares
Tipos de asociaciones
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