Cúmulo estelar globular

Un cúmulo estelar globular  es un cúmulo estelar que contiene un gran número de estrellas , fuertemente unidas por la gravedad y girando alrededor del centro galáctico como un satélite . A diferencia de los cúmulos estelares abiertos , que están ubicados en el disco galáctico , los cúmulos globulares están en el halo ; son mucho más antiguos, contienen muchas más estrellas, tienen una forma esférica simétrica y se caracterizan por un aumento en la concentración de estrellas hacia el centro del cúmulo. Las concentraciones espaciales de estrellas en las regiones centrales de los cúmulos globulares son de 100-1000 estrellas por parsec cúbico [2] , las distancias medias entre estrellas vecinas son de 3-4,6 billones de km (0,3-0,5 años luz ); a modo de comparación, en las proximidades del Sol, la concentración espacial de estrellas es ≈0,13 pc −3 , es decir, nuestra densidad estelar es 700–7000 veces menor. El número de estrellas en los cúmulos globulares es ≈10 4 -10 6 . Los cúmulos globulares tienen diámetros de 20-60 pc y masas de  10 4 -10 6 masas solares .

Los cúmulos globulares son objetos bastante comunes: a principios de 2011, 157 de ellos fueron descubiertos en la Vía Láctea , y entre 10 y 20 más son candidatos a cúmulos globulares [3] [4] [5] . En galaxias más grandes , puede haber más de ellos: por ejemplo, en la Nebulosa de Andrómeda, su número puede llegar a 500 [6] . En algunas galaxias elípticas gigantes , especialmente aquellas ubicadas en el centro de los cúmulos de galaxias , como M 87 , puede haber hasta 13 mil cúmulos globulares [7] . Dichos cúmulos circulan alrededor de la galaxia en grandes órbitas con un radio de unos 40 kpc (unos 131 mil años luz ) o más [8] .

Cada galaxia de suficiente masa en la vecindad de la Vía Láctea está asociada con un grupo de cúmulos globulares. También resultó que se encuentran en casi todas las galaxias grandes estudiadas [9] . La galaxia enana en Sagitario y la galaxia enana en Canis Major aparentemente están en proceso de "transferir" sus cúmulos globulares (por ejemplo, Palomar 12 ) a la Vía Láctea [10] . Muchos cúmulos globulares en el pasado podrían haber sido adquiridos por nuestra Galaxia de esta manera.

Los cúmulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas que aparecieron en la galaxia, pero el origen y el papel de estos objetos en la evolución galáctica aún no está claro. Es casi seguro que los cúmulos globulares son significativamente diferentes de las galaxias elípticas enanas , es decir, son uno de los productos de la formación estelar de la galaxia "nativa", y no se formaron a partir de otras galaxias adherentes [11] . Sin embargo, los científicos han sugerido recientemente que los cúmulos globulares y las galaxias esferoidales enanas pueden no estar claramente delimitados y ser objetos diferentes [12] .

Historial de observaciones

El primer cúmulo estelar globular M 22 fue descubierto por el astrónomo aficionado alemán Johann Abraham Ihle en 1665 [13] , sin embargo, debido a la pequeña apertura de los primeros telescopios, era imposible distinguir estrellas individuales en el cúmulo globular [14] . Fue Charles Messier quien primero logró aislar estrellas en un cúmulo globular durante la observación de M 4 . Abbé Nicolas Lacaille agregó más tarde a su catálogo de 1751-1752 los cúmulos más tarde conocidos como NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 y NGC 6397 (la letra M delante del número se refiere al catálogo de Charles Messier, y NGC al Nuevo Catálogo General John Dreyer ).

Un programa de investigación con grandes telescopios iniciado en 1782 por William Herschel , hizo posible distinguir estrellas en los 33 cúmulos globulares conocidos en ese momento. Además, descubrió 37 cúmulos más. En el catálogo de objetos de cielo profundo compilado por Herschel en 1789, utilizó por primera vez el nombre de "cúmulo globular" para describir objetos de este tipo [14] .  El número de cúmulos globulares encontrados siguió creciendo, llegando a 83 en 1915, 93 en 1930 y 97 en 1947. Para 2011, se han descubierto 157 cúmulos en la Vía Láctea , 18 más son candidatos y el número total se estima en 180±20 [3] [4] [5] . Se cree que estos cúmulos globulares no detectados están escondidos detrás de nubes galácticas de gas y polvo .

A partir de 1914, el astrónomo estadounidense Harlow Shapley dirigió una serie de estudios de cúmulos globulares ; sus resultados fueron publicados en 40 artículos científicos. Estudió las variables RR Lyrae en grupos (que asumió que eran cefeidas ) y utilizó la relación período-luminosidad para estimar la distancia . Más tarde se encontró que la luminosidad de las variables RR Lyrae es menor que la de las Cefeidas, y Shapley en realidad sobrestimó la distancia a los cúmulos [15] .

La gran mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea se encuentran en la región del cielo que rodea el núcleo galáctico ; además, una cantidad significativa se encuentra en las inmediaciones del núcleo. En 1918, Shapley aprovechó esta gran distribución sesgada de cúmulos para determinar el tamaño de nuestra galaxia. Suponiendo que la distribución de los cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia es aproximadamente esférica, utilizó sus coordenadas para estimar la posición del Sol en relación con el centro de la galaxia [16] . Aunque su estimación de la distancia tuvo un error significativo, mostró que el tamaño de la galaxia es mucho mayor de lo que se pensaba anteriormente. El error se debió a la presencia de polvo en la Vía Láctea, que absorbió parcialmente la luz del cúmulo globular, haciéndola más tenue y, por lo tanto, más alejada. Sin embargo, la estimación de Shapley del tamaño de la Galaxia era del mismo orden que se acepta ahora.

Las mediciones de Shapley también mostraron que el Sol estaba bastante lejos del centro de la Galaxia, contrariamente a lo que entonces se creía en base a las observaciones de la distribución de las estrellas ordinarias. De hecho, las estrellas están en el disco de la Galaxia y, por lo tanto, a menudo están ocultas detrás de gas y polvo, mientras que los cúmulos globulares están fuera del disco y se pueden ver desde una distancia mucho mayor.

Más tarde, Henrietta Swope y Helen Sawyer (más tarde Hogg) colaboraron en el estudio de los cúmulos de Shapley . En 1927-1929, Shapley y Sawyer comenzaron a clasificar los cúmulos según el grado de concentración de estrellas. Las acumulaciones con la concentración más alta se asignaron a la clase I y se clasificaron aún más a medida que la concentración disminuía a la clase XII (a veces las clases se indican con números arábigos: 1–12). Esta clasificación se denomina clase de concentración de Shapley - Sawyer [ 17 ] . 

Formación

Hasta la fecha, la formación de cúmulos globulares no se ha entendido completamente, y aún no está claro si un cúmulo globular está formado por estrellas de la misma generación o si está formado por estrellas que han pasado por múltiples ciclos durante varios cientos de millones de años. En muchos cúmulos globulares, la mayoría de las estrellas se encuentran aproximadamente en la misma etapa de evolución estelar , lo que sugiere que se formaron aproximadamente al mismo tiempo [19] . Sin embargo, la historia de la formación de estrellas varía de un cúmulo a otro y, en algunos casos, un cúmulo contiene diferentes poblaciones de estrellas. Un ejemplo de esto serían los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes , que muestran una población bimodal . A una edad temprana, estos cúmulos podrían haber chocado con una nube molecular gigante , lo que provocó una nueva ola de formación estelar [20] , pero este período de formación estelar es relativamente corto en comparación con la edad de los cúmulos globulares [21] .

Las observaciones de los cúmulos globulares muestran que ocurren principalmente en regiones con formación estelar efectiva, es decir, donde el medio interestelar tiene una mayor densidad en comparación con las regiones de formación estelar ordinarias. La formación de cúmulos globulares domina en regiones con ráfagas de formación estelar y en galaxias en interacción [22] . Los estudios también muestran la existencia de una correlación entre la masa del agujero negro supermasivo central y el tamaño de los cúmulos globulares en galaxias elípticas y lenticulares . La masa de un agujero negro en tales galaxias suele estar cerca de la masa total de los cúmulos globulares de la galaxia [23] .

Actualmente no se conocen cúmulos globulares de formación estelar activos, y esto es consistente con la opinión de que tienden a ser los objetos más antiguos de la galaxia y consisten en estrellas muy antiguas. Los precursores de los cúmulos globulares pueden ser regiones de formación de estrellas muy grandes conocidas como cúmulos de estrellas gigantes (por ejemplo, Westerlund 1 en la Vía Láctea) [24] .

Composición

Los cúmulos globulares suelen estar formados por cientos de miles de estrellas antiguas de baja metalicidad . El tipo de estrellas que se encuentran en los cúmulos globulares es similar a las estrellas en el bulto de las galaxias espirales . Carecen de gas y polvo , y se supone que hace tiempo que se convirtieron en estrellas.

Los cúmulos globulares tienen una alta concentración de estrellas: un promedio de alrededor de 0,4 estrellas por parsec cúbico , y en el centro del cúmulo hay 100 o incluso 1000 estrellas por parsec cúbico (en comparación, en la vecindad del Sol , la concentración es 0,12 estrellas por parsec cúbico) [2] . Se cree que los cúmulos globulares no son un lugar propicio para la existencia de sistemas planetarios , ya que las órbitas de los planetas en los núcleos de cúmulos densos son dinámicamente inestables debido a las perturbaciones provocadas por el paso de estrellas vecinas. Un planeta orbitando a una distancia de 1 UA de una estrella en el núcleo de un cúmulo denso (por ejemplo, 47 Tucanae ), teóricamente sólo podría existir durante 100 millones de años [26] . Sin embargo, los científicos han descubierto un sistema planetario cerca del púlsar PSR B1620-26 en el cúmulo globular M4 , pero estos planetas probablemente se formaron después del evento que condujo a la formación del púlsar [27] .

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la Galaxia de Andrómeda , son extremadamente masivos (varios millones de masas solares) y contienen estrellas de varias generaciones estelares. Ambos cúmulos pueden considerarse evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos son el núcleo de las galaxias enanas absorbidas por las galaxias gigantes [28] . Aproximadamente una cuarta parte de los cúmulos globulares de la Vía Láctea pueden haber sido parte de galaxias enanas [29] .

Algunos cúmulos globulares (por ejemplo, M15 ) tienen núcleos muy masivos que pueden contener agujeros negros , aunque los modelos muestran que los resultados de observación disponibles se explican igualmente bien por la presencia de agujeros negros menos masivos y la concentración de estrellas de neutrones (o enanas blancas masivas ). ) [30 ] .

Contenido de metal

Los cúmulos globulares suelen estar compuestos por estrellas de población II que tienen una baja abundancia de elementos pesados. Los astrónomos llaman metales a los elementos pesados, y metalicidad a la concentración relativa de estos elementos en una estrella. Estos elementos se crean en el proceso de nucleosíntesis estelar , y luego forman parte de una nueva generación de estrellas. Así, la fracción de metales puede indicar la edad de una estrella, y las estrellas más viejas suelen tener metalicidades más bajas [32] .

El astrónomo holandés Peter Oosterhof observó que probablemente hay dos poblaciones de cúmulos globulares conocidas como "grupos de Oosterhof". Ambos grupos tienen líneas espectrales débiles de elementos metálicos, pero las líneas en las estrellas de tipo I (OoI) no son tan débiles como en las de tipo II (OoII), y el segundo grupo tiene un período ligeramente más largo para las variables RR Lyrae [33] . Por lo tanto, las estrellas de tipo I se denominan "ricas en metales" y las estrellas de tipo II se denominan "de bajo contenido en metales". Estas dos poblaciones se observan en muchas galaxias, especialmente en elípticas masivas . Ambos grupos de edad son casi iguales al Universo mismo , pero difieren entre sí en la metalicidad. Se han propuesto varias hipótesis para explicar esta diferencia, incluidas las fusiones con galaxias ricas en gas, la absorción de galaxias enanas y varias fases de formación de estrellas en una sola galaxia. En la Vía Láctea , los cúmulos bajos en metales están asociados con el halo , mientras que los cúmulos ricos en metales están asociados con la protuberancia [34] .

En la Vía Láctea, la mayoría de los cúmulos de bajo contenido en metales están alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Esto sugiere que los cúmulos de tipo II fueron capturados de una galaxia satélite y no son 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 en este caso se explica por el retraso entre el momento en que las dos galaxias formaron sus sistemas de cúmulos [35] .

Componentes exóticos

En los cúmulos globulares, la densidad de estrellas es muy alta y, por lo tanto, a menudo se producen pasajes cercanos y colisiones. Una consecuencia de esto es la mayor abundancia en los cúmulos globulares de algunas clases exóticas de estrellas (por ejemplo, rezagadas azules , púlsares de milisegundos y binarias de rayos X de baja masa ). Las rezagadas azules se forman por la fusión de dos estrellas, posiblemente como resultado de una colisión con un sistema binario [36] . Tal estrella es más caliente que el resto de las estrellas del cúmulo, que tienen la misma luminosidad, y por lo tanto difiere de la secuencia principal de estrellas formadas durante el nacimiento del cúmulo [37] .

Desde la década de 1970 Los astrónomos están buscando agujeros negros en cúmulos globulares, pero esta tarea requiere una alta resolución del telescopio, por lo que fue solo con la llegada del Telescopio Espacial Hubble que se hizo el primer descubrimiento confirmado. Con base en las observaciones, se hizo una suposición sobre la presencia de un agujero negro de masa intermedia (4000 masas solares) en el cúmulo globular M 15 y un agujero negro (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) en el cúmulo Mayall II en la galaxia de Andrómeda. [38] . La emisión de rayos X y radio de Mayall II corresponde a un agujero negro de masa intermedia [39] . Son de particular interés porque son los primeros agujeros negros que tienen una masa intermedia entre los agujeros negros ordinarios de masa estelar y los agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias. La masa del agujero negro intermedio es proporcional a la masa del cúmulo, lo que complementa la relación previamente descubierta entre las masas de los agujeros negros supermasivos y las galaxias que los rodean.

La comunidad científica ha recibido con cierto escepticismo las afirmaciones de agujeros negros de masa intermedia. El hecho es que se supone que los objetos más densos de los cúmulos globulares ralentizan gradualmente su movimiento y terminan en el centro del cúmulo como resultado de un proceso llamado “segregación de masas”. En los cúmulos globulares, estos son enanas blancas y estrellas de neutrones . La investigación de Holger Baumgardt y sus colegas señaló que la relación masa-luz en M15 y Mayall II debería aumentar considerablemente hacia el centro del cúmulo incluso sin la presencia de un agujero negro [40] [41] .

Diagrama de Hertzsprung-Russell

El diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un gráfico que muestra la relación entre la magnitud absoluta y el índice de color . El índice de color BV es la diferencia entre el brillo de la luz azul de una estrella , o B, y su luz visible (amarillo-verde), o V. Los valores grandes del índice de color BV indican una estrella roja fría, mientras que los valores negativos indican una estrella azul con una superficie caliente. [42] . Cuando las estrellas cercanas al Sol se trazan en un diagrama H-R, muestra la distribución de estrellas de diferentes masas, edades y composiciones. Muchas estrellas en el diagrama están relativamente cerca de la curva inclinada desde la parte superior izquierda (luminosidades altas, tipos espectrales tempranos ) hacia la parte inferior derecha (luminosidades bajas, tipos espectrales tardíos ). Estas estrellas se llaman estrellas de secuencia principal . Sin embargo, el diagrama también incluye estrellas que se encuentran en etapas posteriores de evolución estelar y han descendido de la secuencia principal.

Debido a que todas las estrellas en un cúmulo globular están aproximadamente a la misma distancia de nosotros, su magnitud absoluta difiere de su magnitud aparente en aproximadamente la misma cantidad. Las estrellas de secuencia principal en un cúmulo globular son comparables a estrellas similares en la vecindad del Sol y se alinearán a lo largo de la línea de secuencia principal. La precisión de esta suposición es confirmada por resultados comparables obtenidos al comparar las magnitudes de estrellas variables de período corto cercanas (como RR Lyrae ) y Cefeidas con los mismos tipos de estrellas en el cúmulo [43] .

Comparando las curvas en el diagrama H-R, se puede determinar la magnitud absoluta de la secuencia principal de estrellas en el cúmulo. Esto, a su vez, permite estimar la distancia al cúmulo en función del valor de la magnitud estelar aparente. La diferencia entre los valores relativos y absolutos, el módulo de distancia , da una estimación de la distancia [44] .

Cuando las estrellas de un cúmulo globular se trazan en un diagrama G-R, en muchos casos casi todas las estrellas caen en una curva bastante definida, que difiere del diagrama G-R de estrellas cercanas al Sol, que combina estrellas de diferentes edades y orígenes en una sola. entero. La forma de la curva de los cúmulos globulares es una característica de los grupos de estrellas que se formaron aproximadamente al mismo tiempo a partir de los mismos materiales y difieren solo en su masa inicial. Dado que la posición de cada estrella en el diagrama H-R depende de la edad, la forma de la curva de un cúmulo globular se puede utilizar para estimar la edad total de la población estelar [45] .

Las estrellas más masivas de la secuencia principal tendrán la mayor magnitud absoluta, y estas estrellas serán las primeras en entrar en la etapa gigante . A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de menor masa comenzarán a pasar a la etapa gigante, por lo que la edad de un cúmulo con un tipo de población estelar se puede medir buscando estrellas que recién comienzan a pasar a la etapa gigante. Forman una “rodilla” en el diagrama H-R con una rotación hacia la esquina superior derecha con respecto a la línea de secuencia principal. La magnitud absoluta en la región del punto de inflexión depende de la edad del cúmulo globular, por lo que la escala de edad se puede trazar en un eje paralelo a la magnitud .

Además, la edad de un cúmulo globular se puede determinar a partir de la temperatura de las enanas blancas más frías . Como resultado de los cálculos, se encontró que la edad típica de los cúmulos globulares puede alcanzar hasta 12,7 mil millones de años [46] . En esto difieren significativamente de los cúmulos estelares abiertos, que tienen solo unas pocas decenas de millones de años.

La edad de los cúmulos globulares impone un límite al límite de edad de todo el Universo. Este límite inferior ha sido un obstáculo importante en la cosmología . A principios de la década de 1990, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de la edad de los cúmulos globulares que eran más antiguas de lo que sugerían los modelos cosmológicos. Sin embargo, las mediciones detalladas de parámetros cosmológicos a través de estudios de cielo profundo y la presencia de satélites como COBE han resuelto este problema.

Los estudios de la evolución de los cúmulos globulares también se pueden utilizar para determinar los cambios debidos a la combinación de gas y polvo que forman el cúmulo. Los datos obtenidos del estudio de los cúmulos globulares se utilizan luego para estudiar la evolución de toda la Vía Láctea [47] .

En los cúmulos globulares, hay algunas estrellas conocidas como rezagadas azules que parecen continuar moviéndose hacia abajo en la secuencia principal hacia estrellas azules más brillantes. El origen de estas estrellas aún no está claro, pero la mayoría de los modelos sugieren que la formación de estas estrellas es el resultado de la transferencia de masa entre estrellas en sistemas binarios y triples [36] .

Cúmulos globulares de estrellas en la Vía Láctea

Los cúmulos globulares son miembros colectivos de nuestra galaxia y forman parte de su subsistema esférico : giran alrededor del centro de masa de la galaxia en órbitas muy alargadas con velocidades de ≈200 km/s y un período orbital de 10 8 -10 9 años. La edad de los cúmulos globulares en nuestra Galaxia se acerca a su edad, lo cual es confirmado por sus diagramas de Hertzsprung-Russell , que contienen una ruptura característica en la secuencia principal en el lado azul, lo que indica la transformación de estrellas masivas que son miembros del cúmulo en rojo . gigantes _

A diferencia de los cúmulos abiertos y las asociaciones estelares , el medio interestelar de los cúmulos globulares contiene poco gas. Este hecho se explica, por un lado, por la baja velocidad parabólica , que es de ≈10-30 km/s, y, por otro lado, por su gran antigüedad. Un factor adicional, aparentemente, es el paso periódico en el curso de la revolución alrededor del centro de nuestra Galaxia a través de su plano, en el que se concentran las nubes de gas, lo que contribuye al "barrido" del propio gas durante tales pasos.

Cúmulos globulares de estrellas en otras galaxias

En otras galaxias (por ejemplo, en las Nubes de Magallanes ), también se observan cúmulos globulares relativamente jóvenes.

La mayoría de los cúmulos globulares en LMC y MMO pertenecen a estrellas jóvenes, en contraste con los cúmulos globulares en nuestra galaxia, y en su mayoría están inmersos en gas y polvo interestelar. Por ejemplo, la Nebulosa de la Tarántula está rodeada de cúmulos globulares jóvenes de estrellas blancoazuladas. En el centro de la nebulosa hay un cúmulo joven y brillante.

Cúmulos estelares globulares en la galaxia de Andrómeda (M31):

Para observar la mayoría de los cúmulos globulares M31, se necesita un telescopio con un diámetro de 10 pulgadas, el más brillante se puede ver en un telescopio de 5 pulgadas. El aumento promedio es de 150-180 veces, el esquema óptico del telescopio no importa.

El cúmulo G1 ( Mayall II ) es el cúmulo más brillante del Grupo Local, a una distancia de 170.000 al. años.

Notas

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Enlaces

• cúmulos globulares
• Cúmulos estelares globulares en la Vía Láctea  : una lista con parámetros, incluida la distancia desde el Sol y el centro de la galaxia  (ing.)
• Grupo de Cúmulos Globulares del  Departamento de Astronomía de Padua
• Ashman KM Sistemas de cúmulos globulares. - Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press, 1998. - 171 p. - (Serie de astrofísica de Cambridge, Vol. 30). — ISBN 0521550572 .

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