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Cúmulo globular

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El cúmulo globular M80 ; su distancia se estima en unos 28.000 años luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas [1]

Un cúmulo globular (también llamado cúmulo cerrado o cúmulo de halo ) es un conjunto esferoidal de estrellas que orbita como un satélite alrededor del centro de una galaxia . Los cúmulos globulares están sostenidos dentro de ellos por una fuerte gravedad , lo que les da la apariencia esférica típica y mantiene una densidad de estrellas relativamente muy alta en su centro.

Los cúmulos globulares se componen típicamente de cientos de miles de estrellas antiguas, las mismas que forman el núcleo, conocido como abultamiento , de una galaxia espiral , pero confinadas a unos pocos parsecs cúbicos. Los cúmulos globulares son bastante numerosos: se conocen 158 [2] alrededor de la Vía Láctea , con quizás otros 10-20 por descubrir, ocultos de la observación desde la Tierra por el polvo interestelar que oscurece la vista hacia el centro galáctico; [3] parece que las galaxias más grandes pueden tener un número mucho mayor (la galaxia de Andrómeda podría tener hasta 500). [4] Algunas galaxias elípticas gigantes (como M87 ) [5] tienen hasta 10.000. Estos objetos se consideran parte del halo de la galaxia y orbitan sus centros a distancias de hasta 40 Kiloparsecs (unos 130.000 años luz ) o más. [6]

Cada galaxia del Grupo Local con una masa suficientemente grande tiene su propio grupo de cúmulos globulares asociados, mientras que cada galaxia grande tiene un sistema extenso de estos objetos. [7] Lagalaxia elíptica enana de Sagitario y la de Canis Major están chocando y absorbiendo con la Vía Láctea , dando así a nuestra galaxia sus cúmulos globulares asociados (como Palomar 12 ). [8] Esto demuestra cuántos de los cúmulos globulares observados en nuestra propia y otras galaxias pueden haber pertenecido a otras galaxias "canibalizadas".

La alta densidad estelar de los cúmulos globulares significa que las interacciones entre las estrellas y las colisiones perdidas son relativamente frecuentes. Su centro tiene características ideales para la formación de objetos peculiares, como estrellas azules errantes (que se cree que son el resultado de la fusión de dos estrellas) o púlsares rápidos con períodos de milisegundos , todos fenómenos que presumiblemente resultan de la interacción entre varias estrellas. [9]

Observación amateur

El centro galáctico, en la constelación de Sagitario (sus principales estrellas en evidencia), donde se concentra la mayor cantidad de cúmulos globulares

Los cúmulos globulares se distribuyen a lo largo del plano galáctico, concentrándose, con muy pocas excepciones, sólo cerca del centro galáctico , en particular en esa zona del cielo entre las constelaciones de Ofiuco , Escorpio y Sagitario ; de los más de 150 cúmulos globulares reconocidos como pertenecientes a la Vía Láctea, [2] [10] hasta 79 son visibles dentro de los límites de estas tres constelaciones. [10] [11] Para la observación de aficionados se distinguen de los cúmulos abiertos tanto por su morfología, que es mucho menos densa, como por el color de los componentes, ya que los cúmulos abiertos están compuestos principalmente por estrellas jóvenes y azules. [12]

Algunos cúmulos globulares son visibles a simple vista y aparecen como pequeños puntos de luz con bordes borrosos. Los más brillantes son Omega Centauri y 47 Tucanae , visibles solo desde el hemisferio sur, y, desde el boreal, el Cúmulo Globular de Hércules . Omega Centauri y 47 Tucanae son tan brillantes (cuarta y quinta magnitud respectivamente), que han recibido un código de identificación equivalente al de una estrella. Otros cúmulos globulares visibles a simple vista en excelentes condiciones de observación incluso desde las latitudes templadas boreales son M4 en Escorpio y M22 en Sagitario.

Los buenos binoculares le permiten ver numerosos cúmulos globulares, pero su naturaleza estelar no se revela, todavía se muestran como puntos brillantes, similares a las estrellas borrosas. Para resolver al menos las estrellas periféricas, se necesitan instrumentos como los telescopios de aficionados de no menos de 114-150 mm de apertura, debido a la debilidad de los componentes estelares, que a menudo son de magnitud 10 y 11.

El período más adecuado para la observación de estos objetos cae en los meses que en el hemisferio norte son equivalentes a la temporada de verano, en particular el mes de julio; los lugares ideales para su observación, sin embargo, se encuentran en el hemisferio sur , y en particular en su cinturón tropical, por varias razones: en primer lugar, la mayoría de los cúmulos globulares se encuentran al sur del ecuador celeste, ya que el mismo centro galáctico es situado a una declinación de -29 ° [11] ; En segundo lugar, porque los cúmulos globulares como 47 Tucanae se encuentran en declinaciones muy al sur, y pueden observarse bien solo desde áreas cercanas al ecuador , mientras que el cúmulo globular más al norte, NGC 6229 , también se puede observar desde casi todo el cinturón templado del hemisferio sur.

Historia de observaciones

Primeros descubrimientos de cúmulos globulares
Nombre del clúster Descubridor Año
M22 Johann Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmond Halley 1714
M71 Philippe Loys de Chéseaux 1745
M4 Philippe Loys de Chéseaux 1746
M15 Giovanni Domenico Maraldi 1746
M2 Giovanni Domenico Maraldi 1746

M22 fue el primer cúmulo globular descubierto, identificado en 1665 por el astrónomo alemán Johann Abraham Ihle . [13] Debido a la modesta apertura de los primeros telescopios, no fue posible resolver las estrellas individuales de un cúmulo globular hasta la observación de M4 por Charles Messier . Los primeros ocho grupos descubiertos se enumeran en la tabla; posteriormente, Lacaille se añada 47 Tucanae , NGC 4833 , M55 , M69 y NGC 6397 en su catálogo de 1751 - 52 .

William Herschel comenzó una campaña de observación en 1782 , utilizando telescopios con una apertura mayor que los que se usaban anteriormente, que pudieron resolver los 33 cúmulos globulares conocidos en ese momento. Además de estos, descubrió 37 nuevos. [14] En su segundo catálogo de objetos de cielo profundo de 1789, fue el primero en utilizar el término cúmulo globular para describir estos objetos.

El número de conglomerados identificados siguió aumentando, hasta el punto de que ya había 83 en 1915 , 93 en 1930 y 97 en 1947 ; el número de cúmulos descubiertos en la Vía Láctea es 158, de un total estimado de 180 ± 20. Los cúmulos que aún no se han descubierto podrían, según los estudiosos, esconderse detrás del polvo y el gas. [3]

Harlow Shapley comenzó una serie de estudios de cúmulos globulares en 1914 , publicados en 40 artículos científicos. Shapley examinó las variables cefeidas en los conglomerados y utilizó la relación entre el período y la luminosidad para estimar sus distancias. [15]

M75 es un cúmulo globular de clase I muy concentrado

Shapley también utilizó la distribución asimétrica de los cúmulos para determinar el tamaño de la Vía Láctea. Suponiendo una distribución aproximadamente esférica de los cúmulos alrededor del centro galáctico , estimó la distancia del Sol a este último. [16] Aunque la distancia calculada más tarde resultó ser excesivamente alta (pero en el mismo orden de magnitud que el valor aceptado posteriormente por los científicos), logró demostrar que la Galaxia era mucho más grande de lo que se pensaba anteriormente. Los errores en la estimación de Shapley fueron causados ​​por el polvo que disminuía la luz de los cúmulos, haciéndolos parecer más distantes de lo que realmente son.

Entre los demás resultados obtenidos de estas estimaciones, se encontró que el Sol se encontraba relativamente distante del centro de la Galaxia, al contrario de lo que se deducía previamente de la distribución de las estrellas . De hecho, estos últimos se encuentran en el disco galáctico y a menudo están oscurecidos por el polvo, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden observarse a distancias mucho mayores.

Shapley fue asistido más tarde en sus estudios de los grupos por Henrietta Swope y Helen Battles Sawyer . De 1927 a 1929, Shapley y Sawyer comenzaron a catalogar agrupaciones en función del grado de concentración con respecto a su núcleo. Los grupos se categorizaron en doce clases, donde la Clase I consistió en las más concentradas y la Clase XII la menos. Esta subdivisión se conoce como la clase de concentración de Shapley / Sawyer [17] (a veces denominados números normales en lugar de números romanos, por ejemplo, clase 5).

Composición

M4 , un cúmulo globular en la constelación de Escorpio, con una sección detallada en la periferia del cúmulo; entre las estrellas más tenues se ven algunas enanas blancas , reconocibles por su color perlado que se distingue del amarillo anaranjado de las otras estrellas

Los cúmulos globulares están compuestos generalmente por cientos de miles de estrellas viejas de bajo contenido metálico , de tipo similar a las presentes en el abultamiento de una galaxia espiral ; estas estrellas están confinadas a un volumen de unos pocos pársecs cúbicos y, por lo general, no están rodeadas de gas y polvo. [18] [19]

La densidad de estrellas es muy alta (en promedio, alrededor de 0.4 estrellas por pársec cúbico, aumentando a 100 o 1000 estrellas por pársec cúbico en el núcleo del cúmulo), [20] y ciertamente no parecerían ambientes favorables para la supervivencia de un sistema planetario. : las órbitas planetarias son de hecho dinámicamente inestables en la vecindad de los núcleos de densos cúmulos debido a las perturbaciones gravitacionales generadas por las estrellas que pasan cerca. Un planeta que orbita a una UA de una estrella dentro del núcleo de un cúmulo como 47 Tucanae solo sobreviviría unos pocos cientos de millones de años. [21] Sin embargo, se ha encontrado un sistema planetario orbitando un púlsar , catalogado como PSR B1620-26 , que pertenece al cúmulo globular M4 . [22]

Con algunas excepciones, cada grupo tiene una edad bien definida; la mayoría de las estrellas que pertenecen a un cúmulo se encuentran de hecho en la misma fase evolutiva y, por lo tanto, probablemente se formaron en la misma época. Todos los cúmulos conocidos no tienen nuevas estrellas en formación; regiones muy grandes de formación de estrellas conocidas como super cúmulos estelares , como Westerlund 1 en la Vía Láctea, podrían ser las precursoras de los cúmulos globulares [23] .

Algunos cúmulos, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la Galaxia de Andrómeda, son extraordinariamente masivos (varios millones de masas solares) y contienen diferentes poblaciones de estrellas; ambos pueden considerarse una prueba de que los cúmulos de súper estrellas son en realidad los núcleos de galaxias enanas que han sido engullidas por galaxias más grandes. Algunos cúmulos globulares (como M15 ) tienen núcleos extremadamente masivos que incluso podrían albergar agujeros negros , [24] aunque las concentraciones de estrellas de neutrones particularmente grandes o enanas blancas no pueden excluirse de las simulaciones.

Metalicidad

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Metalicidad .

Los cúmulos globulares suelen estar constituidos por estrellas de población II con baja metalicidad, a diferencia de las estrellas de población I con alta metalicidad como el Sol (en astronomía los metales son todos elementos más pesados ​​que el helio , y por tanto también aquellos que en química no se consideran como tales , como el carbono ).

El astrónomo holandés Pieter Oosterhoff señaló que parece haber dos poblaciones de cúmulos globulares, que se conocieron como grupos de Oosterhoff ; el segundo grupo tiene estrellas variables RR Lyrae con un período más corto. [25] Ambos grupos tienen líneas espectrales débiles en relación con los elementos metálicos, pero los del tipo I ( OoI ) no son tan débiles como los del tipo II ( OoII ); [25] por esta razón se dice que el tipo I es rico en metales y el tipo II pobre en metales .

Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elípticas masivas; ambos grupos tienen edades similares (casi tanto como la edad del propio Universo ), pero difieren en la abundancia de metales. Se han formulado muchas hipótesis para explicar estas subpoblaciones, incluidas las fusiones de galaxias ricas en gas interestelar , la acumulación de galaxias enanas e intensas y los fenómenos repetidos de formación de estrellas. En la Vía Láctea, los cúmulos pobres en metales están asociados con el halo galáctico y los cúmulos ricos en metales con el bulbo galáctico . [26]

En la Vía Láctea se ha descubierto que la mayoría de los cúmulos globulares con baja metalicidad están alineados en un plano que se encuentra en la parte exterior del halo galáctico. Este resultado refuerza la teoría de que los cúmulos de tipo II fueron capturados por una galaxia satélite "fagocitada", en lugar de ser el miembro más antiguo de los cúmulos de la Vía Láctea. Por tanto, las diferencias entre los dos tipos de cúmulos podrían explicarse por el intervalo de tiempo entre la formación de las dos galaxias y la de sus cúmulos. [27]

Componentes exóticos

Los cúmulos globulares tienen una densidad estelar muy alta, por lo que las estrellas interactúan significativamente y, a veces, pueden ocurrir casi accidentes. Debido a estos fenómenos, tipos de estrellas como las llamadas vagabundos azules , púlsares de milisegundos y estrellas de rayos X binarias de baja masa son comunes en los cúmulos globulares; las estrellas azules errantes están formadas por la fusión de dos estrellas, posiblemente debido a un encuentro en un sistema binario, y tienen temperaturas más altas que las estrellas del cúmulo que poseen el mismo brillo, por lo que se diferencian de las estrellas de la secuencia principal . [28]

El cúmulo globular M15 contiene en su núcleo un agujero negro con una masa igual a 4000 masas solares

Desde 1970 , los astrónomos han estado buscando agujeros negros en cúmulos globulares; sin embargo, solo a través del telescopio espacial Hubble han podido obtener la confirmación. Basado en programas de observación independientes del Hubble , se ha sugerido que un agujero negro con una masa igual a 4000 masas solares puede estar presente en el núcleo del cúmulo M15 , mientras que en el cúmulo Mayall II en la Galaxia de Andrómeda puede haber uno tan grande como 20.000 masas solar: [29] de hecho, las emisiones de radio y rayos X de Mayall II son comparables a las emitidas por un agujero negro de tamaño mediano. [30]

Estos agujeros negros son interesantes porque serían los primeros en tener una masa entre los de masa estelar y los agujeros negros supermasivos presentes en los núcleos de algunas galaxias. La masa de los agujeros negros de tamaño mediano sería proporcional a la masa del cúmulo anfitrión.

Sin embargo, la idea de agujeros negros de masa intermedia ha sido criticada. De hecho, los objetos más densos de un cúmulo globular tienden a migrar hacia el centro del cúmulo gracias a un fenómeno conocido como segregación masiva . Por tanto, serían enanas blancas o estrellas de neutrones en un campo estelar muy antiguo como el de los cúmulos globulares. Como se describe en dos artículos de Holger Baumgardt y sus colaboradores, esta relación "masa-luz" también podría ocurrir hacia el centro de ambos cúmulos M15 [31] y Mayall II, incluso asumiendo que no hay agujeros negros. [32]

Diagrama de magnitud de color

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: diagrama de Hertzsprung-Russell .

El diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) es un gráfico que representa la magnitud absoluta de las estrellas con su índice de color ; la última es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul (B) y en luz visual (verde-amarillo, V). Los valores muy positivos de este índice indican una estrella roja con una temperatura superficial relativamente baja, mientras que los valores muy negativos indican una estrella azul con una temperatura alta. [33] [34]

Cuando se trazan las estrellas cercanas al Sol en el diagrama HR, muchas de ellas se encuentran en la vecindad de una curva llamada secuencia principal , caracterizada por una proporcionalidad entre su magnitud absoluta y su temperatura; el diagrama HR también incluye estrellas que se encuentran en las etapas avanzadas de su evolución y se han movido de la secuencia principal a regiones superiores del diagrama.

Dado que todas las estrellas de un cúmulo globular están a la misma distancia (aproximadamente) de la Tierra , la diferencia entre las magnitudes absolutas y aparentes de las estrellas será constante. Las estrellas del cúmulo perteneciente a la secuencia principal se distribuirán a lo largo de una línea no muy diferente a las estrellas similares que se encuentran en las proximidades del sistema solar. (La exactitud de esta hipótesis se confirma con los resultados obtenidos al comparar las magnitudes de las variables de corto plazo como las estrellas RR Lyrae y las variables Cefeidas con las del cúmulo). [35]

Diagrama de color-magnitud para el cúmulo globular M3 . Tenga en cuenta la curva de "rodilla" relativa a la magnitud 19 donde las estrellas entran en la etapa de gigantes en su camino evolutivo.

Al hacer coincidir estas curvas en el diagrama HR, se puede determinar la magnitud absoluta de las estrellas de secuencia principal presentes en el cúmulo. La diferencia entre la magnitud absoluta y aparente también nos permite estimar su distancia. [36]

Cuando las estrellas de un cúmulo en particular están representadas en el diagrama HR, casi todas están en una curva bien definida. En el diagrama de las estrellas cercanas al Sol, en cambio, hay estrellas de diferentes edades y orígenes. La forma de la curva de un cúmulo es característica de una agrupación de estrellas que se formaron aproximadamente en la misma época y a partir de los mismos materiales, con la única diferencia en su masa inicial. Dado que la posición de cada estrella en el diagrama varía con su edad, la forma de la curva del cúmulo se puede utilizar para medir la edad total del cúmulo de estrellas. [37]

Las estrellas de secuencia principal más masivas en un cúmulo son aquellas que también tienen la magnitud absoluta más alta, y estas serán las primeras en evolucionar hacia la etapa gigante ; a medida que el cúmulo envejece, incluso las estrellas de menor masa entrarán en la fase gigante. Luego, al verificar las estrellas que están entrando en la fase gigante, se puede estimar la edad del cúmulo. Este fenómeno forma una "rodilla" en el diagrama HR, doblando la parte superior derecha de la línea de secuencia principal; la magnitud absoluta en este punto de la curva está directamente relacionada con la edad del conglomerado, por lo que se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo al de la magnitud.

Además, los racimos se pueden fechar midiendo las temperaturas de las enanas blancas más frías . Los resultados típicos de los cúmulos globulares proporcionan edades de alrededor de 12,7 mil millones de años, [38] a diferencia de los cúmulos abiertos que tienen una edad de unas pocas decenas de millones de años.

Las edades de los cúmulos ponen un límite a la edad del propio Universo . El límite inferior ha sido una restricción fundamental en cosmología; A principios de la década de 1990, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de la edad de los cúmulos globulares superiores a las permitidas por los modelos cosmológicos de la época. Las mejoras en las mediciones de parámetros cosmológicos a través de observaciones de cielo profundo y satélites como COBE han resuelto este problema. [39]

Los estudios evolutivos de los cúmulos globulares se pueden utilizar para determinar cambios debidos a la composición inicial de los gases y polvos que lo formaron, es decir, cambios en las trayectorias evolutivas debido a la presencia de elementos pesados ​​(en astronomía, los elementos pesados ​​se consideran todos los elementos más pesados). helio ). Los datos obtenidos de los estudios de cúmulos globulares también se utilizaron para estudiar la evolución de toda la Vía Láctea . [40]

Morfología

Elipticidad de los cúmulos globulares
Galaxia Elipticidad [41]
vía Láctea 0,07 ± 0,04
Gran Nube de Magallanes 0,16 ± 0,05
Pequeña nube de Magallanes 0,19 ± 0,06
Galaxia de Andromeda 0,09 ± 0,04

|} A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen unidos gravitacionalmente durante períodos que se extienden a la vida útil de la mayoría de las estrellas de las que se forman (salvo unas pocas excepciones en las que las intensas interacciones de las mareas con objetos de gran masa dispersan las estrellas).

La formación de un cúmulo globular sigue siendo un fenómeno bastante misterioso. Los estudiosos no están seguros de si las estrellas se formaron en una sola generación o si abarcan varias generaciones durante períodos de varios cientos de millones de años. Sin embargo, este período de formación estelar es relativamente corto en comparación con la edad de muchos cúmulos. [42] Las observaciones muestran que la formación de estrellas en cúmulos globulares ocurre principalmente en regiones donde este fenómeno es muy alto y donde el medio interestelar tiene una densidad más alta que las regiones normales de formación de estrellas. La formación de globulares ocurre principalmente en regiones llamadas starbursts y en galaxias que interactúan . [43]

Después de su formación, las estrellas de los cúmulos futuros comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí; como resultado, los vectores de velocidad entre las estrellas se modifican y sus velocidades iniciales no se pueden reconstruir. El intervalo característico en el que ocurre esta fase se llama tiempo de relajación , que está relacionado con el período de tiempo requerido para que una estrella cruce el cúmulo y con el número de masas estelares en el sistema. [44] El valor del tiempo de relajación varía de un grupo a otro, pero en promedio es de alrededor de mil millones de años.

Aunque los cúmulos parecen generalmente de forma esférica, a través de interacciones gravitacionales también pueden adquirir una forma elíptica: los cúmulos dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda, por ejemplo, tienen una forma esferoidal aplanada, mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos. [45]

Rayos

NGC 2808 , un cúmulo globular entre los más densos conocidos

Los astrónomos caracterizan la morfología de un cúmulo globular utilizando radios geométricos estándar, que incluyen el radio del núcleo ( r c ), el radio de media luz ( r h ) y el radio de marea ( r t ). La luminosidad total del cúmulo disminuye con la distancia desde el núcleo, mientras que el radio del núcleo es igual a la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie disminuye a la mitad. Una cantidad comparable es el radio de media luz, o la distancia desde el núcleo a la que se recibe la mitad del brillo total del cúmulo. Normalmente, este valor es mayor que el radio del núcleo.

El rayo de media luz incluye estrellas que se encuentran en la parte exterior del cúmulo y se encuentran a lo largo de la línea de visión, por lo que los estudiosos utilizan el rayo de media masa ( r m ), que es el rayo que, a partir del núcleo, contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Cuando el radio de media masa de un cúmulo globular es pequeño en relación con su masa total, entonces tendrá un núcleo muy denso. Un ejemplo de un grupo de este tipo es M3 , que tiene un tamaño visible total de 18 minutos de arco, pero el radio de media masa es de solo 1,12 minutos de arco. [46]

La mayoría de los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 pc de longitud, aunque todavía están presentes cúmulos con un radio muy largo, como NGC 2419 (R h = 18 pc) y Palomar 14 (R h = 25 pc). [9]

Finalmente, el radio de la marea es la distancia desde el centro del cúmulo más allá de la cual las estrellas sufren una fuerza gravitacional mayor de la galaxia que el cúmulo mismo; en otras palabras, es la distancia a la que las estrellas individuales pueden separarse del cúmulo.

Segregación masiva y alteraciones de brillo.

Al medir la curva de brillo de un cúmulo globular dado en función de la distancia desde el núcleo, se encontró que la mayoría de los globulares dentro de la Vía Láctea aumentan constantemente en brillo a medida que la distancia disminuye a cierta distancia desde el núcleo, donde cae a cero. . Normalmente, esta distancia varía de 1 a 2 pársecs. Sin embargo, alrededor del 20% de los grupos conocidos han pasado por un proceso llamado "colapso del núcleo": en estos casos, el brillo continúa creciendo de manera constante hasta la región del núcleo. [47] M15 es un cúmulo globular que ha sufrido el colapso del núcleo.

47 Tucanae , el segundo cúmulo globular más brillante de la Vía Láctea, después de Omega Centauri

Se cree que este proceso ocurre cuando estrellas más masivas se encuentran con otras estrellas más pequeñas. La consecuencia de estos encuentros es que las estrellas más grandes tienden a perder su energía cinética y comienzan a dirigirse hacia el núcleo; después de un largo período de tiempo hay una concentración masiva de estrellas cerca del núcleo, y este fenómeno se llama segregación masiva .

A través del telescopio Hubble , se buscó evidencia observacional de este proceso de separación de masas en cúmulos globulares. Las estrellas más pesadas descienden y se amontonan en el núcleo, mientras que las más ligeras aumentan de velocidad y tienden a retroceder hacia la periferia. El cúmulo 47 Tucanae , que consta de 1 millón de estrellas, es uno de los cúmulos más densos visibles en el hemisferio sur . Una intensa campaña de observación fotográfica permitió a los astrónomos seguir el movimiento de sus estrellas. Para 15.000 de ellos se calculó la velocidad. [48]

Las diferentes etapas del colapso pueden ser en tres etapas: Durante la fase juvenil del cúmulo, el proceso de colapso comienza con las estrellas cerca del núcleo, aunque las interacciones entre las estrellas dobles evitan nuevos colapsos a medida que envejecemos. Finalmente, las estrellas dobles en el centro se sueltan de su enlace o son expulsadas, lo que provoca una concentración aún más estrecha en el núcleo del cúmulo. Un estudio realizado por el Dr. J. Fregeau en 2008 sobre 13 cúmulos globulares de la Vía Láctea muestra que tres de ellos poseen un número inusualmente alto de fuentes de rayos X, o incluso rayos X binarios, lo que sugiere que el cúmulo tanto en el fase intermedia de su vida. Anteriormente, esos cúmulos globulares habían sido clasificados como muy antiguos, debido a su estrecha concentración de estrellas en sus centros (esta última es otra forma de identificar las edades de los cúmulos globulares). Este hecho implica que estos racimos se encuentran en una etapa relativamente juvenil, y no en una etapa adulta, como se explicó anteriormente. [49]

La luminosità totale degli ammassi globulari nella Via Lattea e nella Galassia di Andromeda può essere modellata da una curva gaussiana , considerando la magnitudine media M v e la varianza σ 2 . La distribuzione della luminosità degli ammassi globulari nella Via Lattea ha i seguenti parametri M v = −7,20±0,13, σ=1,1±0,1. [50] Inoltre, la distribuzione è stata utilizzata per la misurazione delle distanze delle altre galassie, ipotizzando che gli ammassi globulari presenti nelle galassie remote seguano gli stessi principi di quelli della Via Lattea.

Simulazioni degli n-corpi

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Problema degli n-corpi .
Splendida immagine di M55 , un ammasso globulare nella costellazione del Sagittario

Il calcolo delle interazioni tra le stelle all'interno di un ammasso richiede la soluzione del cosiddetto problema degli n-corpi ; infatti ogni stella all'interno dell'ammasso interagisce continuamente con le altre N-1 stelle, dove N è il numero totale delle stelle. Il costo computazionale per i calcoli è dell'ordine (usando la notazione O-grande ) , ovvero cresce con il cubo del numero N dei corpi, [51] quindi quando si cerca di calcolare la soluzione, al crescere di N, il numero dei calcoli necessari cresce al cubo, raggiungendo molto velocemente numeri impraticabili. [52] Un metodo efficiente per risolvere questo problema consiste nella simulazione matematica dell'ammasso, suddividendolo in piccoli volumi e usando le probabilità per descrivere la posizione delle stelle. I moti sono quindi descritti usando l' equazione di Fokker-Planck , che viene risolta in forma semplificata o attraverso il metodo Monte Carlo . La simulazione si complica quando si devono includere gli effetti delle stelle binarie e le interazioni con forze gravitazionali esterne (come la Via Lattea). [53]

I risultati delle simulazioni hanno mostrato che le stelle possono seguire percorsi insoliti attraverso l'ammasso, spesso formando cicli o cadendo direttamente verso il nucleo, rispetto al percorso di una singola stella che orbita attorno ad una massa centrale. Inoltre, a causa delle interazioni con le altre stelle che aumentano la velocità, alcune di esse possono guadagnare sufficiente energia per sfuggire all'attrazione centrale e fuoriuscire dall'ammasso. In lunghi periodi di tempo, questi effetti causano la dissipazione dell'ammasso, fenomeno che viene chiamato evaporazione . [54] Il periodo di tempo necessario per l'evaporazione di un ammasso è dell'ordine delle decine di miliardi di anni (10 10 anni). [44]

Le stelle binarie costituiscono una porzione significativa della popolazione totale dei sistemi stellari (si stima che circa la metà delle stelle sia inserita in un sistema binario). Le simulazioni numeriche degli ammassi hanno dimostrato che le stelle binarie possono ostacolare e addirittura invertire il processo di collasso del nucleo. Quando una stella ha un incontro con un sistema binario è infatti possibile che quest'ultimo diventi maggiormente legato gravitazionalmente e l'energia cinetica venga acquistata dalla stella singola. Quando le stelle massicce sono accelerate da questo processo, può diminuire la contrazione del nucleo o limitare il suo collasso. [28]

Forme intermedie

G1 ( Mayall II ), nella Galassia di Andromeda, uno degli ammassi globulari più grandi conosciuti

La distinzione tra i tipi di ammassi non è sempre netta e sono stati trovati oggetti che hanno caratteristiche appartenenti a due categorie. Ad esempio BH 176 si trova nella parte sud della Via Lattea ed ha le proprietà sia degli ammassi aperti che degli ammassi globulari. [55]

Nel 2005 gli astronomi scoprirono un tipo completamente nuovo di ammasso stellare nella Galassia di Andromeda, che è per alcuni aspetti molto simile agli ammassi globulari. Questi ammassi possono contenere centinaia di migliaia di stelle, come negli ammassi globulari e similmente hanno medesime popolazioni stellari e valori di metallicità, mentre hanno dimensioni molto più estese (diverse centinaia di anni luce ) e una densità molto inferiore. Le distanze tra le stelle sono quindi molto maggiori rispetto agli ammassi globulari. [56]

I meccanismi di formazione di questi ammassi non sono noti, ma potrebbero essere legati a quelli degli ammassi globulari; è anche sconosciuto il motivo per cui sono presenti nella galassia di Andromeda ma non nella Via Lattea, come anche se qualche altra galassia contenga questo tipo di ammassi (anche se è molto improbabile che solo la Galassia di Andromeda li contenga). [56]

Interazioni gravitazionali

Quando un ammasso ha un incontro ravvicinato con un oggetto che possiede una massa elevata, come la regione del nucleo galattico, subisce una interazione gravitazionale o di marea. Questo effetto crea delle scie di stelle che possono estendersi a diversi gradi d'arco dall'ammasso [57] e che precedono o seguono quest'ultimo nella sua orbita. Le scie possono contenere frazioni significative della massa originale dell'ammasso e possono formare delle strutture tipo nugolo. [58]

L'ammasso Palomar 5 , ad esempio, è vicino al punto perigalattico della sua orbita e flussi di stelle di estendono verso la parte anteriore e la parte posteriore del percorso orbitale, raggiungendo distanze di 13.000 al dall'ammasso. [59] Queste interazioni hanno strappato via da questo ammasso molta massa, e si pensa che future interazioni potrebbero trasformarlo in una lunga scia di stelle che orbitano nell'alone galattico.

Infatti questi fenomeni aumentano il tasso di evaporazione, riducendo la dimensione degli ammassi, non solo strappando via le stelle esterne, ma accelerando il processo di collasso del nucleo. Lo stesso meccanismo potrebbe essere in atto nelle galassie nane sferoidali come la Nana del Sagittario , che appare in via di disgregazione a causa della sua vicinanza alla Via Lattea. [60]

Galleria d'immagini

Note

  1. ^ The Hubble Heritage team, Hubble Images a Swarm of Ancient Stars , in HubbleSite News Desk , Space Telescope Science Institute, 1º luglio 1999. URL consultato il 26 giugno 2006 .
  2. ^ a b Hartmut Frommert, Milky Way Globular Clusters , su spider.seds.org , SEDS, agosto 2007. URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  3. ^ a b Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E., The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 384, 1992, pp. 50–61. URL consultato il 27 maggio 2006 .
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Bibliografia

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Carte celesti

Voci correlate

Voci generali

Voci specifiche

Altri progetti

Collegamenti esterni

Risorse on-line

  • NASA Astrophysics Data System ha una collezione (in inglese) di articoli pubblicati dalle maggiori riviste astronomiche del mondo.
  • SCYON una newsletter dedicata agli ammassi stellari.
  • MODEST un'ampia raccolta di studi condotti da scienziati che studiano gli ammassi stellari.

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