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Cúmulo globular

Agosto 04, 2021

Un cúmulo globular es un conjunto esférico de estrellas que, por lo general, orbita un núcleo galáctico como si de un satélite se tratara. Los cúmulos globulares están muy unidos por la gravedad, lo que les da sus formas esféricas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro. El nombre de esta categoría de grupo de estrellas deriva del latín globulus, cuyo significado es el de "esfera pequeña".

El cúmulo globular Messier 80 en la constelación de Escorpio está situado a unos 30 000 años luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas.[1]​

Los cúmulos globulares se encuentran en la zona del halo galáctico de una galaxia y contienen considerablemente más estrellas y son mucho más antiguos que los cúmulos abiertos, menos densos, que se encuentran en el disco de un galaxia. Los cúmulos globulares son bastante comunes; existen alrededor de 150[2]​a 158[3]​ cúmulos globulares conocidos actualmente en la Vía Láctea, y quizás de 10 a 20 más aún por descubrir por estar situados tras el centro oscurecido por las propias miles de estrellas del núcleo y del polvo interestelar.[4]​ Los cúmulos globulares orbitan nuestra galaxia a distancias habituales de 40 kiloparsecs (130 000 años luz) o más.[5]​ Las galaxias más grandes pueden tener aún más cúmulos globulares: así, la galaxia de Andrómeda, por ejemplo, puede llegar a tener hasta 500.[6]​ Algunas galaxias gigantes como las galaxias elípticas (particularmente aquellas en los centros de ciertos cúmulos galácticos) como M87,[7]​ tienen como mínimo unos 13 000 cúmulos globulares.

Cada galaxia de suficiente masa dentro de un grupo local tiene un conjunto asociado de cúmulos globulares, y se ha descubierto que casi todas las galaxias grandes estudiadas poseen un sistema de cúmulos globulares.[8]​ La galaxia elíptica enana de Sagitario y la discutida galaxia enana del Can Mayor parecen estar en el proceso de donar sus propios cúmulos globulares asociados (como Palomar 12) a la Vía Láctea en un proceso de progresiva atracción gravitatoria.[9]​ Este hecho demuestra cuántos de los cúmulos globulares de nuestra galaxia podrían haber sido adquiridos en el pasado mediante este método.

Aunque parece que los cúmulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas que se generan en la galaxia, sus orígenes evolutivos y su papel en la evolución galáctica aún no están claros. Parece evidente que los cúmulos globulares son significativamente diferentes de las galaxias enanas elípticas y se crearon como parte de la formación estelar de la galaxia madre en lugar de como galaxias separadas.[10]​

Historia observacional

Primeros cúmulos globulares descubiertos
Nombre del cúmulo Descubierto por Año
M22 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 Jean-Dominique Maraldi 1746
M2 Jean-Dominique Maraldi 1746

El primer cúmulo globular conocido, ahora llamado M22, fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado alemán.[11]​ Sin embargo, dada la pequeña abertura de las lentes de los primeros telescopios, las estrellas individuales dentro de un cúmulo globular no fueron resueltas hasta que Charles Messier observó M4 en 1764.[12]​ Los primeros ocho cúmulos globulares descubiertos se muestran en la tabla siguiente. Posteriormente, Abbé Lacaille listaría a NGC 104, NGC 4833, M55, M69 y NGC 6397 en su catálogo de 1751-52. La M antes de un número se refiere al catálogo de Charles Messier, mientras que NGC pertenece al New General Catalogue de John Dreyer.

Cuando William Herschel comenzó su estudio integral del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, había un total de 34 cúmulos globulares conocidos. Herschel descubrió otros 36 él mismo y fue el primero en resolver prácticamente todos ellos en estrellas. Él acuñó el término "cúmulo globular" en su Catálogo de las dos mil Nuevas Nebulosas y Cúmulos de Estrellas publicado en 1789.[13]​

El número de cúmulos globulares descubiertos continuó aumentando, alcanzando 83 en 1915, 93 en 1930 y 97 en 1947. Se han descubierto un total de 152 cúmulos globulares en la galaxia Vía Láctea, de un total estimado de 180 ±20. [4]​ Se cree que estos cúmulos globulares adicionales no descubiertos están ocultos detrás de las estrellas, del gas y el polvo del gran bulbo que constituye el centro de la Vía Láctea.

A partir de 1914, Harlow Shapley comenzó una serie de estudios de cúmulos globulares, publicados en unos 40 artículos científicos. Examinó las estrellas variables RR Lyrae en los cúmulos (que él supuso equivocadamente que eran Cefeidas) y usó su relación período-luminosidad para estimar sus distancias. Más tarde, se encontró que las variables de RR Lyrae son más débiles que las Cefeidas, lo que provocó que Shapley sobreestimara las distancias de dichos cúmulos globulares.[14]​

 
NGC 7006 es un cúmulo globular de alta concentración de Clase I.

De los cúmulos globulares que pertenecen a la Vía Láctea, la mayoría se encuentran en un halo alrededor del núcleo galáctico, y la gran mayoría de ellos se encuentran centrados en torno al núcleo. En 1918, esta distribución fuertemente asimétrica fue utilizada por Shapley para hacer una determinación de las dimensiones generales de nuestra galaxia. Al asumir una distribución aproximadamente esférica de los cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia, utilizó las posiciones de los cúmulos para estimar la posición del Sol con relación al centro galáctico.[15]​ Si bien su estimación de distancia tenía un error significativo (aunque dentro del mismo orden de magnitud que el valor actualmente aceptado), demostró que las dimensiones de la galaxia eran mucho mayores de lo que se había pensado anteriormente. Su error inicial fue debido a ignorar la existencia del polvo interestelar en la Vía Láctea, que absorbe y disminuye la cantidad de luz de los objetos distantes, como la de los cúmulos globulares, que llega a la Tierra, lo que hace que parezcan más lejanos de lo que realmente son.

Las mediciones de Shapley también indicaron que el Sol está relativamente lejos del centro de la galaxia, también en contra de lo que se había inferido previamente de la distribución aparentemente uniforme de las estrellas ordinarias. En realidad, la mayoría de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y las estrellas que se encuentran en la dirección del centro galáctico y más allá están oscurecidas por el gas y el polvo, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores.

Clasificación de los cúmulos globulares

Posteriormente, Shapley fue asistido en sus estudios de cúmulos globulares por Henrietta Swope y Helen Battles Sawyer. En 1927-29, Shapley y Sawyer categorizaron grupos de cúmulos de acuerdo con el grado de concentración que cada sistema tiene hacia su núcleo. Los cúmulos más concentrados se identificaron como de Clase I, con concentraciones cada vez menores que van hasta la Clase XII. Esto se conoce como la Distribución de concentración de Shapley-Sawyer (a veces se aparece con números [Clase 1-12] en lugar de utilizarse los Números romanos).[16]​ En 2015, se propuso un nuevo tipo de cúmulo globular sobre la base de los nuevos datos observacionales, el cúmulo globular oscuro.[17]​

Formación

 
NGC 2808 contiene tres generaciones diferentes de estrellas.[18]​ NASA image

La formación de cúmulos globulares sigue siendo un fenómeno poco conocido y sigue siendo incierto si las estrellas de un cúmulo globular se forman en una sola generación o si se crean a lo largo de varias generaciones durante un período de varios cientos de millones de años. En muchos cúmulos globulares, la mayoría de las estrellas se encuentran aproximadamente en la misma etapa de su evolución estelar, lo que sugiere que se formaron aproximadamente al mismo tiempo.[19]​ Sin embargo, el historial de formación de estrellas varía de un cúmulo a otro, con algunos grupos que muestran distintas poblaciones de estrellas. Un ejemplo de esto son los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) que muestran una población bimodal. Durante su juventud, estos cúmulos de LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación de estrellas.[20]​ Este período de formación estelar es relativamente breve, en comparación con la edad de muchos cúmulos globulares.[21]​ También se ha propuesto que la razón de esta multiplicidad en las poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la Galaxia de la Antena, por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha permitido observar cúmulos globulares, en ciertas regiones en la galaxia que abarcan cientos de parsecs, donde muchos de los cúmulos colisionarán eventualmente y se fusionarán. Muchos de ellos presentan un rango significativo de diferentes edades, posiblemente debido a sus distantas metalicidades, y su fusión podría llevar a agrupaciones con una distribución bimodal o incluso a una múltiple distribución de poblaciones.[22]​

 
El cúmulo globular Messier 54.[23]​

Las observaciones de cúmulos globulares muestran que estas formaciones estelares surgen principalmente en regiones de formación estelar eficiente, y donde el medio interestelar tiene una densidad más alta que en las regiones normales de formación de estrellas. La formación de cúmulos globulares es frecuente en las regiones denominadas starburst y en las galaxias que interactúan entres sí. [24]​ Las investigaciones indican una correlación entre la masa de un agujero negro supermasivo en el centro de las galaxias (SMBH) y la extensión de los sistemas de cúmulos globulares de las galaxia elípticas y de las galaxias lenticulares. La masa del centro de dichas galaxias suelen tener la misma suma de la masa combinada de los cúmulos globulares de las mencionadas galaxias.[25]​

No se conocen cúmulos globulares que muestren la formación nueva de estrellas activas, lo cual es consistente con la opinión de que los cúmulos globulares son, típicamente, los objetos más antiguos en la Galaxia y estuvieron entre las primeras colecciones de estrellas en formarse. Las regiones muy grandes de formación de estrellas conocidas como supercúmulo de estrellas, tal como Westerlund 1 en la Vía Láctea, pueden ser precursoras de algunos cúmulos globulares.[26]​

Composición

 
Las estrellas del cúmulo Djorgovski 1 contienen hidrógeno y helio, pero no mucho más. En términos astronómicos, se los describe como "pobres en metales".[27]​

Los cúmulos globulares generalmente están compuestos por cientos de miles de estrellas viejas, bajas en metales. El tipo de estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las del bulbo galáctico de una galaxia espiral pero limitadas a un volumen de solo unos pocos millones cúbicos de parsecs. Están libres de gas y polvo y se presume que hace mucho tiempo que éstos se convirtieron en estrellas.

Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; calculándose de promedio alrededor de 0,4 estrellas por [parsec] cúbico, aumentando de 100 a 1000 estrellas por parsec cúbico en el núcleo del grupo.[28]​ La distancia típica entre las estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente 1 año luz,[29]​ pero en su núcleo, la separación es comparable al tamaño del Sistema Solar (de 100 a 1000 veces más cerca que las estrellas próximas al Sol, como el caso de Alfa Centauro, la estrella más próxima conocida).[30]​

Sin embargo, no se cree que dicha proximidad sean ubicaciones favorables para la supervivencia de los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los núcleos de los cúmulos densos debido a las perturbaciones de las estrellas que pasan cerca de otras. Un planeta que orbita a 1 unidad astronómica alrededor de una estrella que está dentro del núcleo de un grupo denso como 47 Tucanae solo sobreviviría el orden de 108 años.[31]​ Se conoce lo que se cree que puede ser un sistema planetario orbitando un pulsar (PSR B1620-26) que pertenece al cúmulo globular M4, pero estos planetas probablemente se formaron después del acontecimiento que creó el pulsar, con posterioridad a la creación del cúmulo globular.[32]​

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y G1 en M31, son extraordinariamente masivos, con varios millones de masas solares y múltiples poblaciones estelares. Ambos pueden ser considerados como evidencia de que los cúmulos globulares muy masivos son en realidad los núcleos de galaxias enanas que son consumidas por las galaxias más grandes.[33]​ Alrededor de un cuarto de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea puede haber aumentado de tamaño debido a galaxias enanas anfitrionas.[34]​

Varios cúmulos globulares (como M15) tienen núcleos extremadamente masivos que pueden albergar agujeros negros[35]​, aunque las simulaciones por ordenador sugieren que un agujero negro menos masivo o, a su vez, la concentración central de estrellas de neutrones o de enanas blancas en grandes cantidades explican las observaciones igualmente bien.

Contenido metálico

 
Messier 53 contiene un número inusual de un tipo de estrella llamada rezagadas azules.[36]​

Los cúmulos globulares normalmente consisten en un conjunto de estrellas de Población II, que tienen una baja proporción de elementos distintos del hidrógeno y del helio en comparación con las estrellas de Población I, como el Sol. Los astrónomos se refieren a estos elementos más pesados como metales y a las proporciones de estos elementos como metalicidad. Estos elementos son producidos por nucleosíntesis estelar y luego se reciclan al medio interestelar, donde entran en la creación de la próxima generación de estrellas. Por lo tanto, la proporción de metales puede ser una indicación de la edad de una estrella, dado que las estrellas más viejas tienen normalmente una menor metalicidad.[37]​

El astrónomo neerlandés Pieter Oosterhoff hizo notar que parece haber dos poblaciones de cúmulos globulares diferentes, que se conocen como "grupos de Oosterhoff". El segundo grupo tiene un conjunto ligeramente más grande de estrellas variables RR Lyrae que el primero.[38]​ Ambos grupos tienen débiles líneas espectrales de elementos metálicos, pero las líneas en las estrellas del cúmulo Oosterhoff tipo I (OoI) no son tan débiles como las del tipo II (OoII).[38]​ Por lo tanto, se hace referencia al tipo I como "rico en metales" (por ejemplo, Terzan 7[39]​), mientras que los de tipo II son pobres en metales (como por ejemplo, ESO 280-SC06[40]​).

Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elípticas gigantes. Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares, pero difieren en su abundancia de metales. Se han sugerido muchos escenarios para explicar estas subpoblaciones, incluidas las fusiones de galaxias ricas en gases violentos, la acumulación de galaxias enanas y múltiples fases de formación de estrellas en una sola galaxia. En la Vía Láctea, los cúmulos globulares pobres en metales están asociados con el halo y los cúmulos ricos en metales con el abultamiento del núcleo, si bien en ambos casos, las estrellas que los componen son de menor metalicidad que las que posee los brazos de la galaxia.[41]​

En la Vía Láctea se ha descubierto que la gran mayoría de los grupos de baja metalicidad están alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Este resultado habla a favor de la opinión de que los cúmulos de tipo II en la galaxia fueron capturados de una galaxia satélite, en lugar de ser los miembros más antiguos del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, como se había pensado anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cúmulos se explicaría por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron ambos sistemas.[42]​

Componentes exóticos

 
El cúmulo globular M15 puede tener un agujero negro de masa intermedia en su núcleo.

Los cúmulos globulares tienen una densidad de estrellas muy alta y, por lo tanto, las interacciones cercanas y las colisiones casi estacionarias ocurren con relativa frecuencia. Debido a estos encuentros casuales, algunas clases exóticas de estrellas, como las rezagadas azules, los púlsares y las binarias de rayos X de baja masa, son mucho más comunes en los cúmulos globulares. Una azul rezagada se forma a partir de la fusión de dos estrellas, posiblemente como resultado de un encuentro con un sistema binario.[43]​ La estrella resultante tiene una temperatura más alta que las estrellas comparables en el grupo de la misma luminosidad, y por lo tanto difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al principio del grupo, formando un conjunto de estrellas viejas rejuvenecidas.[44]​

Los astrónomos han buscado la presencia de agujeros negros dentro de los cúmulos globulares desde la década de 1970. Los requisitos de resolución para esta tarea, sin embargo, son exigentes, y sólo con el telescopio espacial Hubble se han realizado los primeros descubrimientos confirmados. En programas independientes, se ha sugerido que existe un agujero negro de masa intermedia en función de las observaciones del Hubble en el cúmulo globular M15 que posee unas 4 000 masas solares y un agujero negro de mayor tamaño en el cúmulo Mayall II en la Galaxia Andrómeda con casi 20 000 masas solares.[45]​ Las emisiones de rayos X y radio de Mayall II parecen ser consistentes con un agujero negro de masa intermedia.[46]​

Estos son de particular interés porque son los primeros agujeros negros descubiertos que ocupan una posición intermedia entre el agujero negro de masa convencional de una estrella y los agujeros negros supermasivos descubiertos en los núcleos de las galaxias. La masa de estos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cúmulos globulares, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y sus galaxias circundantes.

El anuncio de la presencia de agujeros negros de masa intermedia ha sido recibido con cierto escepticismo. Se espera que los objetos más pesados en los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación masiva. Como se señala en dos documentos de Holger Baumgardt y colaboradores, la relación masa-luminosidad debería aumentar bruscamente hacia el centro del cúmulo, incluso sin un agujero negro, como sucede en M15[47]​ como en Mayall II.[48]​

Diagrama color-magnitud

 
Messier 5 es un cúmulo globular que consiste en cientos de miles de estrellas unidas por su gravedad común.[49]​

El diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un gráfico de una gran muestra de estrellas que traza la magnitud absoluta frente a su índice de color. Los índices de color, B-V, es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul, o B, y la magnitud en luz visual (verde-amarillo), o V. Grandes valores positivos indican una estrella roja con una superficie fría en temperatura, mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie más caliente.

Cuando las estrellas cercanas al Sol se trazan en un diagrama H-R, muestra una distribución de estrellas de varias masas, edades y composiciones. Muchas de las estrellas se encuentran relativamente cerca de una curva inclinada con una magnitud absoluta creciente a medida que las estrellas son más calientes, conocidas como estrellas de la secuencia principal. Sin embargo, el diagrama también incluye estrellas que se encuentran en etapas posteriores de su evolución y se han apartado de esta curva de la secuencia principal.

Como todas las estrellas de un cúmulo globular están aproximadamente a la misma distancia de nosotros, sus magnitudes absolutas difieren de su magnitud visual aproximadamente en la misma cantidad. Las estrellas de la secuencia principal en el cúmulo globular caerán a lo largo de una línea que se cree que es comparable a estrellas similares en la vecindad del Sol. La exactitud de esta suposición está confirmada por resultados comparables obtenidos al comparar las magnitudes de las variables cercanas de período corto, como las estrellas RR Lyrae y las variables Cefeidas, con aquellas otras que hay en el cúmulo.[50]​

Al hacer coincidir estas curvas en el diagrama H-R, también se puede determinar la magnitud absoluta de las estrellas de la secuencia principal en el grupo. Esto a su vez proporciona una estimación de distancia al cúmulo en función de la magnitud visual de las estrellas. La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta, el conocido como módulo de distancia, proporciona esta estimación de la distancia.[51]​

Cuando las estrellas de un determinado cúmulo globular se trazan en un diagrama de H-R, en muchos casos casi todas las estrellas caen sobre una curva relativamente bien definida. Esto difiere del diagrama H-R de las estrellas cercanas al Sol, que agrupa un conjunto de estrellas de diferentes edades y orígenes, como es lógico pensar que se da en un brazo espiral, dado que no se formaron todas al mismo tiempo. La forma de la curva para un cúmulo globular es característica de una agrupación de estrellas que se formaron aproximadamente al mismo tiempo y a partir de los mismos materiales, difiriendo solo en su masa inicial. Como la posición de cada estrella en el diagrama de H-R varía con la edad, la forma de la curva de un cúmulo globular se puede usar para medir la edad general de la población de estrellas de dicho cúmulo.[52]​

Sin embargo, el proceso histórico antes mencionado de determinar la edad y la distancia a los cúmulos globulares no es tan sólido como se pensaba, ya que la morfología y luminosidad de las estrellas de los cúmulos globulares en los diagramas de color-magnitud están influidos por numerosos parámetros, muchos de los cuales todavía están siendo activamente investigados. Ciertos grupos incluso muestran poblaciones que están ausentes de otros cúmulos globulares (por ejemplo, estrellas rezagadas azules) o presentan poblaciones múltiples. El paradigma histórico de que todos los cúmulos globulares consisten en estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo, o que comparten exactamente la misma abundancia química, también se ha sobrepasado (por ejemplo, en NGC 2808).[53]​ Además, la morfología de las estrellas del grupo en un diagrama de color-magnitud de color, que incluye el brillo de los indicadores de distancia, como las estrellas variables RR Lyrae, puede verse influida por sesgos de observación. Uno de estos efectos se denomina fusión y surge porque los núcleos de los cúmulos globulares son tan densos que en las observaciones de baja resolución pueden aparecer múltiples estrellas (no resueltas en estrellas individuales) como un solo objeto. Por lo tanto, el brillo medido para esa estrella aparentemente única (por ejemplo, una variable RR Lyrae) es erróneamente demasiado brillante, dado que las estrellas no resueltas contribuyen a ese brillo particular determinado.[54]​[55]​ En consecuencia, la distancia calculada es incorrecta, y lo que es más importante, ciertos investigadores han argumentado que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica, y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble.

 
Diagrama de color-magnitud para el cúmulo globular M3. Téngase en cuenta el característico "giro" en la curva de magnitud 19 del diagrama H-R donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa de estrellas gigantes de su camino evolutivo.

Las estrellas más grandes de la secuencia principal también tendrán la mayor magnitud absoluta, y éstas serán las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrellas gigantes. A medida que el grupo envejece, las estrellas de masas sucesivamente más bajas también entrarán en la etapa de estrellas gigantes. Por lo tanto, la edad de un solo grupo de población puede medirse buscando las estrellas que acaban de empezar a entrar en la etapa de estrella gigante. Esto forma una "curva" en el diagrama de H-R, doblándose rápidamente hacia la esquina superior derecha desde la línea de secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva está ligada directamente en función de la edad del cúmulo globular, por lo que una escala de edad se puede trazar en un eje paralelo a la de la magnitud.

Además, los cúmulos globulares se pueden fechar al observar las temperaturas de las enanas blancas más frías. Los resultados típicos para los cúmulos globulares son que pueden ser tan viejos como 12,7 mil millones de años de antigüedad.[56]​ Esto contrasta con los cúmulos abiertos que tienen sólo unas decenas de millones de años de antigüedad, dándose por sentado que se formaron luego de la constitución inicial de la galaxia matriz.

Las edades de los cúmulos globulares fijan un máximo en el límite de edad del universo entero. Este límite inferior ha sido una restricción significativa en cosmología. Históricamente, los astrónomos se enfrentaron con cálculos de edad de cúmulos globulares que parecían más antiguos de lo que permitirían los modelos cosmológicos. Sin embargo, una mejor medición de los parámetros cosmológicos a través de estudios en el cielo profundo, como los del Telescopio Espacial Hubble, parecen haber resuelto este problema.[57]​

Los estudios evolutivos de los cúmulos globulares también se pueden usar para determinar los cambios debidos a la composición inicial del gas y el polvo que formaron el cúmulo. Es decir, las pistas evolutivas cambian con los cambios en la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de los estudios de los cúmulos globulares se utilizan luego para estudiar la evolución de la Vía Láctea como un todo.[58]​

En los cúmulos globulares se observan algunas estrellas conocidas como rezagadas azules, aparentemente siguiendo la secuencia principal en dirección a las estrellas más brillantes y azules. Los orígenes de estas estrellas aún no están claros, pero la mayoría de los modelos sugieren que estas estrellas son el resultado de la transferencia de masa entre múltiples sistemas estelares.[43]​

Morfología

Elipticidad de los cúmulos globulares
Galaxia Elipticidad[59]​
Vía Láctea 0.07±0.04
LMC 0.16±0.05
SMC 0.19±0.06
M31 0.09±0.04
 
NGC 411 está catalogado como un cúmulo globular abierto.[60]​

A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen gravitacionalmente unidos por periodos de tiempo comparables a los períodos de vida de la mayoría de sus estrellas. Sin embargo, una posible excepción es cuando las fuertes interacciones de las mareas gravitacionales con otras grandes masas dan como resultado la dispersión de las estrellas constituyentes.

Después de que se han formado, las estrellas dentro del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Como resultado, los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente y las estrellas pierden cualquier vestigio de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación. Esto está relacionado con el período de tiempo característico que una estrella necesita para cruzar el cúmulo, así como también la cantidad de masas estelares en el sistema.[61]​ El valor del tiempo de relajación varía según el cúmulo, pero el valor medio es del orden de 109 años.

Aunque los cúmulos globulares generalmente aparecen de forma esférica, las elipticidades pueden ocurrir debido a las interacciones de las mareas gravitacionales. Los cúmulos dentro de la Vía Láctea y de la Galaxia de Andrómeda son típicamente esferoides oblatos, mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos.[62]​

Radios

Los astrónomos caracterizan la morfología de cada cúmulo globular por medio de su radio estándar. Estos son el radio del núcleo ("r""c"), el radio de semiluz ("r""h"), y el radio de marea gravitacional (o Jacobi) ("r""t"). La luminosidad general del cúmulo disminuye constantemente con la distancia desde el núcleo, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie se ha reducido a la mitad.[63]​ Una cantidad comparable es el radio de semiluz, o la distancia desde el núcleo dentro del cual se recibe la mitad de la luminosidad total del cúmulo. Esto es típicamente más grande que el radio del núcleo.

Téngase en cuenta que el radio de semiluz incluye estrellas en la parte exterior del cúmulo que se encuentra a lo largo de la línea de visión, por lo que los astrónomos también usarán el radio de la masa media ("r""m"): el radio del núcleo que contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Cuando el radio de la masa media de un cúmulo es pequeño en relación con el tamaño total, tiene un núcleo denso. Un ejemplo de esto es Messier 3 (M3), que tiene una dimensión global visible de aproximadamente 18 minutos de arco, pero un radio de masa media de sólo 1,12 minutos de arco.[64]​

Casi todos los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 parsecs, aunque existen cúmulos bien conocidos con radios muy grandes (como por ejemplo, NGC 2419 (Rh = 18 parsecs) y Palomar 14 (Rh = 25 parsecs)).[65]​

Finalmente, el radio de marea es la distancia desde el centro del cúmulo globular en el cual la gravitación externa propia de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas en el cúmulo que el cúmulo mismo. Ésta es la distancia a partir de la cual las estrellas individuales que pertenecen a un cúmulo pueden ser atraídas por la galaxia y perderse fuera del cúmulo. El radio de marea de M3 es de aproximadamente 40 minutos de arco,[66]​ o aproximadamente 113 parsecs [67]​ a una distancia de 10,4 kilopársec (kpc).

Segregación, luminosidad y colapso del núcleo

Al medir la curva de luminosidad de un cúmulo globular dado en función de la distancia desde el núcleo, la mayoría de los cúmulos de la Vía Láctea aumentan constantemente en luminosidad a medida que esta distancia disminuye, hasta cierta distancia del núcleo, y luego la luminosidad se nivela. Por lo general, esta distancia es de aproximadamente 1-2 parsecs desde el núcleo. Sin embargo aproximadamente el 20% de los cúmulos globulares han sido sometidos a un proceso denominado "colapso del núcleo". En este tipo de cúmulos, la luminosidad continúa aumentando constantemente hasta llegar a la región central.[68]​ Un ejemplo de un núcleo globular colapsado es el del cúmulo M15.

 
47 Tucanae: el segundo cúmulo globular más luminoso de la Vía Láctea, después de Omega Centauri.

Se cree que el colapso del núcleo ocurre cuando las estrellas más masivas en un cúmulo globular encuentran a sus compañeras menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del clúster al exterior. Esto da como resultado una pérdida neta de energía cinética de la región central, lo que lleva a las estrellas restantes agrupadas en la región central a ocupar un volumen más compacto. Cuando se produce esta inestabilidad gravotermal, la región central del grupo se llena densamente con estrellas y el brillo superficial aumenta.[69]​ (Téngase en cuenta que el colapso del núcleo no es el único mecanismo que puede causar dicha distribución de luminosidad: un enorme agujero negro en el núcleo también puede dar lugar a un aumento de luminosidad).[70]​ Durante un largo período de tiempo, esto lleva a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación masiva.

El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas de estrellas binarias trabaja para evitar el colapso del núcleo inicial del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita de este último par tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que el suministro primordial de las binarias se haya agotado debido a las interacciones, puede producirse un colapso del núcleo más intenso.[71]​[72]​ Por el contrario, el efecto de los maremotos gravitacionales cuando un cúmulo globular pasa repetidamente a través del plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo.[73]​

Las diferentes etapas del colapso del núcleo se pueden dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo globular, el proceso de colapso del núcleo comienza con estrellas cercanas al núcleo. Sin embargo, las interacciones entre los sistemas de las estrellas binarias evitan un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la mediana edad. Finalmente, las binarias centrales cesan sus rotaciones o son expulsadas, lo que da como lugar una concentración mayor del núcleo.

La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado provoca la formación de sistemas binarios ajustados. A medida que otras estrellas interactúan con estas binarias, aumenta la energía en el núcleo, lo que hace que el cúmulo se expanda nuevamente. Como el tiempo promedio para el colapso del núcleo es típicamente menor que la edad de la galaxia, muchos de los cúmulos globulares de una galaxia pueden haber pasado a través de una etapa de colapso del núcleo, y luego volver a expandirse.[74]​

 
El cúmulo globular NGC 1854 está situado en la Gran Nube de Magallanes.[75]​

El Telescopio Espacial Hubble ha sido utilizado para proporcionar evidencia observacional convincente de este proceso estelar de clasificación de masa en cúmulos globulares. Las estrellas más masivas reducen la velocidad y se aglomeran en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras ganan velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del cúmulo. El cúmulo globular 47 Tucanae, que se compone de alrededor de 1 millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este grupo fue sometido a un estudio fotográfico intensivo, que permitió a los astrónomos seguir el movimiento de sus estrellas. Se obtuvieron velocidades precisas para casi 15 000 estrellas en este grupo.[76]​

Un estudio de 2008 de John Fregeau de 13 cúmulos globulares en la Vía Láctea muestra que tres de ellos tienen una cantidad inusualmente grande de fuentes de rayos X, o binarias que emiten rayos X, lo que sugiere que los cúmulos son de mediana edad. Anteriormente, estos cúmulos globulares se habían clasificado en su vejez porque tenían concentraciones muy grandes de estrellas en sus núcleos, otra prueba de edad utilizada por los astrónomos. La implicación es que la mayoría de los cúmulos globulares, incluidos los otros diez estudiados por Fregeau, no están en su edad media como se pensaba, sino en su "adolescencia".[77]​

Las luminosidades globales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda se pueden representar por medio de una curva gaussiana. Esta gaussiana puede representarse mediante una magnitud promedio Mv y una varianza σ2. Esta distribución de las luminosidades de los cúmulos globulares se llama Función de Luminosidad del Cúmulo Globular (GCLF). (Para la Vía Láctea, Mv = -7,20 ±0,13, σ = 1,1 ±0,1 magnitudes).[78]​ La GCLF también se ha utilizado como luminosidad promedio para medir la distancia a otras galaxias, bajo la suposición de que los cúmulos globulares en galaxias remotas siguen los mismos principios que en la Vía Láctea, lo cual no está definitivamente demostrado.

Simulaciones del cuerpo N

La computación de las interacciones entre las estrellas dentro de un cúmulo globular requiere resolver lo que se denomina el problema de cuerpo N. Es decir, cada una de las estrellas del cúmulo interactúa continuamente con las otras N -1 estrellas, donde N es el número total de estrellas en el cúmulo. El "costo" computacional CPU más simple para una simulación dinámica aumenta en proporción a N 2 (cada uno de los N objetos debe interactuar en pares con cada uno de los otros objetos N), por lo que los requisitos informáticos potenciales para simular con precisión cada cúmulo pueden ser enormes.[79]​ Un método eficiente de simulación matemática de la dinámica del cuerpo N de un cúmulo globular se hace subdividiendo en pequeños volúmenes y rangos de velocidades y usando probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Los movimientos se describen luego por medio de una fórmula llamada Ecuación de Fokker-Planck. Esto se puede resolver mediante una forma simplificada de la ecuación, o ejecutando la denominada simulación de Monte Carlo y usando valores aleatorios. Sin embargo, la simulación se vuelve más difícil cuando se incluyen los efectos de los sistemas binarios de estrellas y la interacción con las fuerzas de gravitación externas (como sucede con la Vía Láctea).[80]​

Los resultados de las simulaciones han demostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales a través del cúmulo, a menudo formando bucles y, a menudo, cayendo más directamente hacia el núcleo que una estrella sola orbitando alrededor de una masa central. Además, debido a las interacciones con otras estrellas, que producen un aumento de la velocidad, algunas de las estrellas obtienen suficiente energía para escapar del cúmulo. Durante largos períodos de tiempo, esto dará como resultado una disipación del cúmulo, en un proceso denominado evaporación.[81]​ La escala de tiempo típica para la disipación completa de un cúmulo globular es de 10 10 años.[61]​ En 2010, fue posible calcular directamente, estrella por estrella, simulaciones del cuerpo N de un cúmulo globular a lo largo de su vida.[82]​

Las estrellas binarias forman una porción significativa de la población total de sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas que existen en un conjunto galáctico. Las simulaciones numéricas de los cúmulos globulares han demostrado que las binarias pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en los cúmulos globulares. Cuando una estrella en un grupo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un posible resultado es que el binario se une más fuertemente y agrega energía cinética a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas en el grupo se aceleran con este proceso, se reduce la contracción en el núcleo y se limita el colapso del mismo.[44]​

El destino final de un cúmulo globular debe ser acrecentar el número de estrellas en su núcleo, causando su contracción constante,[83]​ o bien el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas hasta su completa disolución.[84]​

Estados intermedios

 
Messier 10 se encuentra a unos 15 000 años luz de la Tierra, en la constelación de Ofiuco.[85]​

La distinción entre tipos de cúmulos no siempre está clara, y se han encontrado objetos que borran la líneas entre las diferentes categorías. Por ejemplo, BH 176 en la parte sur de la Vía Láctea tiene propiedades a medio camino entre un cúmulo abierto y uno globular.[86]​

En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo de cúmulo estelar completamente nuevo en la galaxia de Andrómeda, que es, en cierta manera, muy similar a los cúmulos globulares. Los cúmulos recién encontrados contienen cientos de miles de estrellas, una cantidad similar a la que se encuentra en los cúmulos globulares. Dichos cúmulos comparten otras características con los cúmulos globulares como son las poblaciones estelares y su metalicidad. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes, varios cientos de años luz de diámetro y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por lo tanto, mucho mayores dentro de los cúmulos extendidos recientemente descubiertos. Paramétricamente, estos grupos se encuentran en alguna posición intermedia entre un cúmulo globular y una galaxia elíptica enana.[87]​

Aún no se sabe cómo se generan estos "conglomerados", pero su formación podría estar relacionada con la de los cúmulos globulares, porque M31 tiene tales agrupaciones, mientras que la Vía Láctea no, o bien no se conocen. También se desconoce si otras galaxias contienen este tipo de cúmulos, pero sería muy poco probable que M31 sea la única galaxia con este tipo de cúmulos extendidos.[87]​

Encuentros gravitacionales

Cuando un cúmulo globular tiene un encuentro cercano con una masa grande, como la región central de una galaxia, se somete a una interacción de marea gravitacional. La diferencia en la atracción de la gravedad entre la parte del cúmulo más cercana a la masa y la atracción en la parte más alejada del cúmulo da como resultado una fuerza de marea. Un "choque de marea" ocurre cada vez que la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia.

Como resultado de un choque de marea, las corrientes de estrellas pueden separarse del halo del cúmulo, dejando solo la parte central de este. Estos efectos de interacción de las mareas generan colas de estrellas que pueden extenderse hasta varios grados de arco de distancia del centro del cúmulo globular.[88]​ Estos chorros de cola suelen preceder y seguir al cúmulo a lo largo de su órbita. Las colas pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo y pueden formar agrupaciones de características similares.[89]​

El cúmulo globular Palomar 5, por ejemplo, está cerca del ápside de su órbita después de atravesar la Vía Láctea. Las corrientes de estrellas se extienden hacia la parte delantera y trasera del camino orbital de este cúmulo, extendiéndose a distancias de 13 000 años luz.[90]​ Las interacciones de las mareas gravitacionales han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5 y se espera que otras interacciones, a medida que pasa a través del núcleo galáctico, la transformen en una larga corriente de estrellas orbitando el halo de la Vía Láctea.

Las interacciones de las mareas agregan energía cinética a un cúmulo globular, aumentando drásticamente la tasa de disipación y reduciendo el tamaño del cúmulo. No sólo el choque mareal elimina las estrellas externas de un cúmulo globular, sino que aumenta la dilución acelerando el proceso de colapso del núcleo. El mismo mecanismo físico puede estar funcionando en las galaxias elípticas enanas, como en el caso de la pequeña Sagitario, que parece estar sufriendo una interrupción de las mareas debido a su proximidad a la Vía Láctea.

Órbitas

Hay muchos cúmulos globulares con un movimiento retrógrado alrededor de la Vía Láctea.[91]​ Un cúmulo globular de enorme velocidad fue descubierto alrededor de Messier 87 en 2014, con una velocidad superior a la velocidad de escape de M87.[92]​ Dicha velocidad de escape por encima de lo normal, alejando el cúmulo de la galaxia a una velocidad superior a la prevista, sólo puede ser explicado por el impulso causado por un choque de marea gravitacional, pero se desconoce el por qué hay cúmulos que siguen una órbita retrógrada al movimiento normal de una galaxia, si bien, como es obvio, tiene que tener como origen la constitución inicial del conjunto, en los inicios de la misma formación del Universo conocido.

Planetas

Los astrónomos están buscando exoplanetas en las estrellas de los cúmulos globulares.[93]​

En 2000, se anunciaron los resultados de una búsqueda de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae. La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos (distintos del hidrógeno o del helio) necesarios para constituir estos planetas podría necesitar al menos un 40% de la abundancia de los elementos primarios que dan lugar a estrellas como el Sol. Los planetas como la Tierra están constituidos por elementos pesados como el silicio, el hierro y el magnesio. La muy baja abundancia de estos elementos en los cúmulos globulares significa que las estrellas tienen una probabilidad mucho más baja de alojar planetas con masa terrestre, en comparación con las estrellas cercanas al Sol. Por lo tanto, es improbable que la región del halo de la Vía Láctea, incluidos los miembros de los cúmulos globulares, alberguen planetas habitables.[94]​

A pesar de la menor probabilidad de formación de planetas gigantes, tales tipos de objetos se han encontrado en el cúmulo globular Messier 4. Este planeta se detectó orbitando un púlsar en el sistema de la estrella binaria PSR B1620-26. La excentricidad orbital y altamente inclinada del planeta sugiere que pudo haber sido formado alrededor de otra estrella en el grupo y luego fue "intercambiada" a su disposición actual.[95]​ La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede destruir los sistemas planetarios, algunos de los cuales se liberan para convertirse en planeta flotantes. Incluso los planetas en órbita cercanos pueden verse afectados, lo que puede conducir a una decaimiento orbital y a un aumento en la excentricidad orbital y a los efectos de las mareas gravitacionales.[96]​

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Fuentes generales

  • NASA Astrophysics Data System posee una colección muy completa de artículos de la mayor parte de las revistas de astrofísica y de muchas conferencias.
  • SCYON es una revista de novedades recientes dedicada a los cúmulos globulares.
  • MODEST es una colaboración de científicos de todo el mundo que trabajan en el estudio de cúmulos globulares de estrellas.

Libros

  • Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Galactic Dynamics (First edición). Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08444-0. 
  • Heggie, Douglas; Hut, Piet (2003). The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-77486-1. 
  • Spitzer, Lyman (1987). Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08460-2. 

Artículos de revistas

  • Elson, Rebecca; Hut, Piet; Inagaki, Shogo (1987). Dynamical evolution of globular clusters. Annual review of astronomy and astrophysics 25 565. Bibcode: 1987ARA&A..25..565E
  • Meylan, G.; Heggie, D. C. (1997). Internal dynamics of globular clusters. The Astronomy and Astrophysics Review 8 1. Bibcode: 1997A&ARv...8....1M


Enlaces externos

  •   Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Cúmulo globular.
  • Globular Clusters, página del SEDS Messie
  • Milky Way Globular Clusters
  • de William E. Harris, McMaster University, Ontario, Canadá
  • poe Marco Castellani, Observatorio Astronómico de Roma, Italia
  • Key stars have different birthdays El artículo describe cómo las estrellas en cúmulos globulares nacen en varias ráfagas, en lugar de todas a la vez
  • Noticias, documentos y preimpresiones sobre cúmulos globulares galácticos
  •   Datos: Q11276
  •   Multimedia: Globular clusters

Agosto 04, 2021
cúmulo, globular, cúmulo, globular, conjunto, esférico, estrellas, general, orbita, núcleo, galáctico, como, satélite, tratara, cúmulos, globulares, están, unidos, gravedad, formas, esféricas, densidades, estelares, relativamente, altas, cerca, centro, nombre,. Un cumulo globular es un conjunto esferico de estrellas que por lo general orbita un nucleo galactico como si de un satelite se tratara Los cumulos globulares estan muy unidos por la gravedad lo que les da sus formas esfericas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro El nombre de esta categoria de grupo de estrellas deriva del latin globulus cuyo significado es el de esfera pequena El cumulo globular Messier 80 en la constelacion de Escorpio esta situado a unos 30 000 anos luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas 1 Los cumulos globulares se encuentran en la zona del halo galactico de una galaxia y contienen considerablemente mas estrellas y son mucho mas antiguos que los cumulos abiertos menos densos que se encuentran en el disco de un galaxia Los cumulos globulares son bastante comunes existen alrededor de 150 2 a 158 3 cumulos globulares conocidos actualmente en la Via Lactea y quizas de 10 a 20 mas aun por descubrir por estar situados tras el centro oscurecido por las propias miles de estrellas del nucleo y del polvo interestelar 4 Los cumulos globulares orbitan nuestra galaxia a distancias habituales de 40 kiloparsecs 130 000 anos luz o mas 5 Las galaxias mas grandes pueden tener aun mas cumulos globulares asi la galaxia de Andromeda por ejemplo puede llegar a tener hasta 500 6 Algunas galaxias gigantes como las galaxias elipticas particularmente aquellas en los centros de ciertos cumulos galacticos como M87 7 tienen como minimo unos 13 000 cumulos globulares Cada galaxia de suficiente masa dentro de un grupo local tiene un conjunto asociado de cumulos globulares y se ha descubierto que casi todas las galaxias grandes estudiadas poseen un sistema de cumulos globulares 8 La galaxia eliptica enana de Sagitario y la discutida galaxia enana del Can Mayor parecen estar en el proceso de donar sus propios cumulos globulares asociados como Palomar 12 a la Via Lactea en un proceso de progresiva atraccion gravitatoria 9 Este hecho demuestra cuantos de los cumulos globulares de nuestra galaxia podrian haber sido adquiridos en el pasado mediante este metodo Aunque parece que los cumulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas que se generan en la galaxia sus origenes evolutivos y su papel en la evolucion galactica aun no estan claros Parece evidente que los cumulos globulares son significativamente diferentes de las galaxias enanas elipticas y se crearon como parte de la formacion estelar de la galaxia madre en lugar de como galaxias separadas 10 Indice 1 Historia observacional 1 1 Clasificacion de los cumulos globulares 2 Formacion 3 Composicion 3 1 Contenido metalico 3 2 Componentes exoticos 4 Diagrama color magnitud 5 Morfologia 5 1 Radios 5 2 Segregacion luminosidad y colapso del nucleo 5 3 Simulaciones del cuerpo N 5 4 Estados intermedios 6 Encuentros gravitacionales 7 orbitas 8 Planetas 9 Referencias 9 1 Fuentes generales 9 2 Libros 9 3 Articulos de revistas 10 Enlaces externosHistoria observacional EditarPrimeros cumulos globulares descubiertos Nombre del cumulo Descubierto por AnoM22 Abraham Ihle 1665w Cen Edmond Halley 1677M5 Gottfried Kirch 1702M13 Edmond Halley 1714M71 Philippe Loys de Cheseaux 1745M4 Philippe Loys de Cheseaux 1746M15 Jean Dominique Maraldi 1746M2 Jean Dominique Maraldi 1746El primer cumulo globular conocido ahora llamado M22 fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle un astronomo aficionado aleman 11 Sin embargo dada la pequena abertura de las lentes de los primeros telescopios las estrellas individuales dentro de un cumulo globular no fueron resueltas hasta que Charles Messier observo M4 en 1764 12 Los primeros ocho cumulos globulares descubiertos se muestran en la tabla siguiente Posteriormente Abbe Lacaille listaria a NGC 104 NGC 4833 M55 M69 y NGC 6397 en su catalogo de 1751 52 La M antes de un numero se refiere al catalogo de Charles Messier mientras que NGC pertenece al New General Catalogue de John Dreyer Cuando William Herschel comenzo su estudio integral del cielo utilizando grandes telescopios en 1782 habia un total de 34 cumulos globulares conocidos Herschel descubrio otros 36 el mismo y fue el primero en resolver practicamente todos ellos en estrellas El acuno el termino cumulo globular en su Catalogo de las dos mil Nuevas Nebulosas y Cumulos de Estrellas publicado en 1789 13 El numero de cumulos globulares descubiertos continuo aumentando alcanzando 83 en 1915 93 en 1930 y 97 en 1947 Se han descubierto un total de 152 cumulos globulares en la galaxia Via Lactea de un total estimado de 180 20 4 Se cree que estos cumulos globulares adicionales no descubiertos estan ocultos detras de las estrellas del gas y el polvo del gran bulbo que constituye el centro de la Via Lactea A partir de 1914 Harlow Shapley comenzo una serie de estudios de cumulos globulares publicados en unos 40 articulos cientificos Examino las estrellas variables RR Lyrae en los cumulos que el supuso equivocadamente que eran Cefeidas y uso su relacion periodo luminosidad para estimar sus distancias Mas tarde se encontro que las variables de RR Lyrae son mas debiles que las Cefeidas lo que provoco que Shapley sobreestimara las distancias de dichos cumulos globulares 14 NGC 7006 es un cumulo globular de alta concentracion de Clase I De los cumulos globulares que pertenecen a la Via Lactea la mayoria se encuentran en un halo alrededor del nucleo galactico y la gran mayoria de ellos se encuentran centrados en torno al nucleo En 1918 esta distribucion fuertemente asimetrica fue utilizada por Shapley para hacer una determinacion de las dimensiones generales de nuestra galaxia Al asumir una distribucion aproximadamente esferica de los cumulos globulares alrededor del centro de la galaxia utilizo las posiciones de los cumulos para estimar la posicion del Sol con relacion al centro galactico 15 Si bien su estimacion de distancia tenia un error significativo aunque dentro del mismo orden de magnitud que el valor actualmente aceptado demostro que las dimensiones de la galaxia eran mucho mayores de lo que se habia pensado anteriormente Su error inicial fue debido a ignorar la existencia del polvo interestelar en la Via Lactea que absorbe y disminuye la cantidad de luz de los objetos distantes como la de los cumulos globulares que llega a la Tierra lo que hace que parezcan mas lejanos de lo que realmente son Las mediciones de Shapley tambien indicaron que el Sol esta relativamente lejos del centro de la galaxia tambien en contra de lo que se habia inferido previamente de la distribucion aparentemente uniforme de las estrellas ordinarias En realidad la mayoria de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y las estrellas que se encuentran en la direccion del centro galactico y mas alla estan oscurecidas por el gas y el polvo mientras que los cumulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores Clasificacion de los cumulos globulares Editar Posteriormente Shapley fue asistido en sus estudios de cumulos globulares por Henrietta Swope y Helen Battles Sawyer En 1927 29 Shapley y Sawyer categorizaron grupos de cumulos de acuerdo con el grado de concentracion que cada sistema tiene hacia su nucleo Los cumulos mas concentrados se identificaron como de Clase I con concentraciones cada vez menores que van hasta la Clase XII Esto se conoce como la Distribucion de concentracion de Shapley Sawyer a veces se aparece con numeros Clase 1 12 en lugar de utilizarse los Numeros romanos 16 En 2015 se propuso un nuevo tipo de cumulo globular sobre la base de los nuevos datos observacionales el cumulo globular oscuro 17 Formacion Editar NGC 2808 contiene tres generaciones diferentes de estrellas 18 NASA image La formacion de cumulos globulares sigue siendo un fenomeno poco conocido y sigue siendo incierto si las estrellas de un cumulo globular se forman en una sola generacion o si se crean a lo largo de varias generaciones durante un periodo de varios cientos de millones de anos En muchos cumulos globulares la mayoria de las estrellas se encuentran aproximadamente en la misma etapa de su evolucion estelar lo que sugiere que se formaron aproximadamente al mismo tiempo 19 Sin embargo el historial de formacion de estrellas varia de un cumulo a otro con algunos grupos que muestran distintas poblaciones de estrellas Un ejemplo de esto son los cumulos globulares en la Gran Nube de Magallanes LMC que muestran una poblacion bimodal Durante su juventud estos cumulos de LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formacion de estrellas 20 Este periodo de formacion estelar es relativamente breve en comparacion con la edad de muchos cumulos globulares 21 Tambien se ha propuesto que la razon de esta multiplicidad en las poblaciones estelares podria tener un origen dinamico En la Galaxia de la Antena por ejemplo el Telescopio Espacial Hubble ha permitido observar cumulos globulares en ciertas regiones en la galaxia que abarcan cientos de parsecs donde muchos de los cumulos colisionaran eventualmente y se fusionaran Muchos de ellos presentan un rango significativo de diferentes edades posiblemente debido a sus distantas metalicidades y su fusion podria llevar a agrupaciones con una distribucion bimodal o incluso a una multiple distribucion de poblaciones 22 El cumulo globular Messier 54 23 Las observaciones de cumulos globulares muestran que estas formaciones estelares surgen principalmente en regiones de formacion estelar eficiente y donde el medio interestelar tiene una densidad mas alta que en las regiones normales de formacion de estrellas La formacion de cumulos globulares es frecuente en las regiones denominadas starburst y en las galaxias que interactuan entres si 24 Las investigaciones indican una correlacion entre la masa de un agujero negro supermasivo en el centro de las galaxias SMBH y la extension de los sistemas de cumulos globulares de las galaxia elipticas y de las galaxias lenticulares La masa del centro de dichas galaxias suelen tener la misma suma de la masa combinada de los cumulos globulares de las mencionadas galaxias 25 No se conocen cumulos globulares que muestren la formacion nueva de estrellas activas lo cual es consistente con la opinion de que los cumulos globulares son tipicamente los objetos mas antiguos en la Galaxia y estuvieron entre las primeras colecciones de estrellas en formarse Las regiones muy grandes de formacion de estrellas conocidas como supercumulo de estrellas tal como Westerlund 1 en la Via Lactea pueden ser precursoras de algunos cumulos globulares 26 Composicion Editar Las estrellas del cumulo Djorgovski 1 contienen hidrogeno y helio pero no mucho mas En terminos astronomicos se los describe como pobres en metales 27 Los cumulos globulares generalmente estan compuestos por cientos de miles de estrellas viejas bajas en metales El tipo de estrellas que se encuentran en un cumulo globular son similares a las del bulbo galactico de una galaxia espiral pero limitadas a un volumen de solo unos pocos millones cubicos de parsecs Estan libres de gas y polvo y se presume que hace mucho tiempo que estos se convirtieron en estrellas Los cumulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas calculandose de promedio alrededor de 0 4 estrellas por parsec cubico aumentando de 100 a 1000 estrellas por parsec cubico en el nucleo del grupo 28 La distancia tipica entre las estrellas en un cumulo globular es de aproximadamente 1 ano luz 29 pero en su nucleo la separacion es comparable al tamano del Sistema Solar de 100 a 1000 veces mas cerca que las estrellas proximas al Sol como el caso de Alfa Centauro la estrella mas proxima conocida 30 Sin embargo no se cree que dicha proximidad sean ubicaciones favorables para la supervivencia de los sistemas planetarios Las orbitas planetarias son dinamicamente inestables dentro de los nucleos de los cumulos densos debido a las perturbaciones de las estrellas que pasan cerca de otras Un planeta que orbita a 1 unidad astronomica alrededor de una estrella que esta dentro del nucleo de un grupo denso como 47 Tucanae solo sobreviviria el orden de 108 anos 31 Se conoce lo que se cree que puede ser un sistema planetario orbitando un pulsar PSR B1620 26 que pertenece al cumulo globular M4 pero estos planetas probablemente se formaron despues del acontecimiento que creo el pulsar con posterioridad a la creacion del cumulo globular 32 Algunos cumulos globulares como Omega Centauri en la Via Lactea y G1 en M31 son extraordinariamente masivos con varios millones de masas solares y multiples poblaciones estelares Ambos pueden ser considerados como evidencia de que los cumulos globulares muy masivos son en realidad los nucleos de galaxias enanas que son consumidas por las galaxias mas grandes 33 Alrededor de un cuarto de la poblacion de cumulos globulares en la Via Lactea puede haber aumentado de tamano debido a galaxias enanas anfitrionas 34 Varios cumulos globulares como M15 tienen nucleos extremadamente masivos que pueden albergar agujeros negros 35 aunque las simulaciones por ordenador sugieren que un agujero negro menos masivo o a su vez la concentracion central de estrellas de neutrones o de enanas blancas en grandes cantidades explican las observaciones igualmente bien Contenido metalico Editar Messier 53 contiene un numero inusual de un tipo de estrella llamada rezagadas azules 36 Los cumulos globulares normalmente consisten en un conjunto de estrellas de Poblacion II que tienen una baja proporcion de elementos distintos del hidrogeno y del helio en comparacion con las estrellas de Poblacion I como el Sol Los astronomos se refieren a estos elementos mas pesados como metales y a las proporciones de estos elementos como metalicidad Estos elementos son producidos por nucleosintesis estelar y luego se reciclan al medio interestelar donde entran en la creacion de la proxima generacion de estrellas Por lo tanto la proporcion de metales puede ser una indicacion de la edad de una estrella dado que las estrellas mas viejas tienen normalmente una menor metalicidad 37 El astronomo neerlandes Pieter Oosterhoff hizo notar que parece haber dos poblaciones de cumulos globulares diferentes que se conocen como grupos de Oosterhoff El segundo grupo tiene un conjunto ligeramente mas grande de estrellas variables RR Lyrae que el primero 38 Ambos grupos tienen debiles lineas espectrales de elementos metalicos pero las lineas en las estrellas del cumulo Oosterhoff tipo I OoI no son tan debiles como las del tipo II OoII 38 Por lo tanto se hace referencia al tipo I como rico en metales por ejemplo Terzan 7 39 mientras que los de tipo II son pobres en metales como por ejemplo ESO 280 SC06 40 Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias especialmente en galaxias elipticas gigantes Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares pero difieren en su abundancia de metales Se han sugerido muchos escenarios para explicar estas subpoblaciones incluidas las fusiones de galaxias ricas en gases violentos la acumulacion de galaxias enanas y multiples fases de formacion de estrellas en una sola galaxia En la Via Lactea los cumulos globulares pobres en metales estan asociados con el halo y los cumulos ricos en metales con el abultamiento del nucleo si bien en ambos casos las estrellas que los componen son de menor metalicidad que las que posee los brazos de la galaxia 41 En la Via Lactea se ha descubierto que la gran mayoria de los grupos de baja metalicidad estan alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia Este resultado habla a favor de la opinion de que los cumulos de tipo II en la galaxia fueron capturados de una galaxia satelite en lugar de ser los miembros mas antiguos del sistema de cumulos globulares de la Via Lactea como se habia pensado anteriormente La diferencia entre los dos tipos de cumulos se explicaria por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron ambos sistemas 42 Componentes exoticos Editar El cumulo globular M15 puede tener un agujero negro de masa intermedia en su nucleo Los cumulos globulares tienen una densidad de estrellas muy alta y por lo tanto las interacciones cercanas y las colisiones casi estacionarias ocurren con relativa frecuencia Debido a estos encuentros casuales algunas clases exoticas de estrellas como las rezagadas azules los pulsares y las binarias de rayos X de baja masa son mucho mas comunes en los cumulos globulares Una azul rezagada se forma a partir de la fusion de dos estrellas posiblemente como resultado de un encuentro con un sistema binario 43 La estrella resultante tiene una temperatura mas alta que las estrellas comparables en el grupo de la misma luminosidad y por lo tanto difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al principio del grupo formando un conjunto de estrellas viejas rejuvenecidas 44 Los astronomos han buscado la presencia de agujeros negros dentro de los cumulos globulares desde la decada de 1970 Los requisitos de resolucion para esta tarea sin embargo son exigentes y solo con el telescopio espacial Hubble se han realizado los primeros descubrimientos confirmados En programas independientes se ha sugerido que existe un agujero negro de masa intermedia en funcion de las observaciones del Hubble en el cumulo globular M15 que posee unas 4 000 masas solares y un agujero negro de mayor tamano en el cumulo Mayall II en la Galaxia Andromeda con casi 20 000 masas solares 45 Las emisiones de rayos X y radio de Mayall II parecen ser consistentes con un agujero negro de masa intermedia 46 Estos son de particular interes porque son los primeros agujeros negros descubiertos que ocupan una posicion intermedia entre el agujero negro de masa convencional de una estrella y los agujeros negros supermasivos descubiertos en los nucleos de las galaxias La masa de estos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cumulos globulares siguiendo un patron previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y sus galaxias circundantes El anuncio de la presencia de agujeros negros de masa intermedia ha sido recibido con cierto escepticismo Se espera que los objetos mas pesados en los cumulos globulares migren al centro del cumulo debido a la segregacion masiva Como se senala en dos documentos de Holger Baumgardt y colaboradores la relacion masa luminosidad deberia aumentar bruscamente hacia el centro del cumulo incluso sin un agujero negro como sucede en M15 47 como en Mayall II 48 Diagrama color magnitud Editar Messier 5 es un cumulo globular que consiste en cientos de miles de estrellas unidas por su gravedad comun 49 El diagrama Hertzsprung Russell diagrama H R es un grafico de una gran muestra de estrellas que traza la magnitud absoluta frente a su indice de color Los indices de color B V es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul o B y la magnitud en luz visual verde amarillo o V Grandes valores positivos indican una estrella roja con una superficie fria en temperatura mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie mas caliente Cuando las estrellas cercanas al Sol se trazan en un diagrama H R muestra una distribucion de estrellas de varias masas edades y composiciones Muchas de las estrellas se encuentran relativamente cerca de una curva inclinada con una magnitud absoluta creciente a medida que las estrellas son mas calientes conocidas como estrellas de la secuencia principal Sin embargo el diagrama tambien incluye estrellas que se encuentran en etapas posteriores de su evolucion y se han apartado de esta curva de la secuencia principal Como todas las estrellas de un cumulo globular estan aproximadamente a la misma distancia de nosotros sus magnitudes absolutas difieren de su magnitud visual aproximadamente en la misma cantidad Las estrellas de la secuencia principal en el cumulo globular caeran a lo largo de una linea que se cree que es comparable a estrellas similares en la vecindad del Sol La exactitud de esta suposicion esta confirmada por resultados comparables obtenidos al comparar las magnitudes de las variables cercanas de periodo corto como las estrellas RR Lyrae y las variables Cefeidas con aquellas otras que hay en el cumulo 50 Al hacer coincidir estas curvas en el diagrama H R tambien se puede determinar la magnitud absoluta de las estrellas de la secuencia principal en el grupo Esto a su vez proporciona una estimacion de distancia al cumulo en funcion de la magnitud visual de las estrellas La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta el conocido como modulo de distancia proporciona esta estimacion de la distancia 51 Cuando las estrellas de un determinado cumulo globular se trazan en un diagrama de H R en muchos casos casi todas las estrellas caen sobre una curva relativamente bien definida Esto difiere del diagrama H R de las estrellas cercanas al Sol que agrupa un conjunto de estrellas de diferentes edades y origenes como es logico pensar que se da en un brazo espiral dado que no se formaron todas al mismo tiempo La forma de la curva para un cumulo globular es caracteristica de una agrupacion de estrellas que se formaron aproximadamente al mismo tiempo y a partir de los mismos materiales difiriendo solo en su masa inicial Como la posicion de cada estrella en el diagrama de H R varia con la edad la forma de la curva de un cumulo globular se puede usar para medir la edad general de la poblacion de estrellas de dicho cumulo 52 Sin embargo el proceso historico antes mencionado de determinar la edad y la distancia a los cumulos globulares no es tan solido como se pensaba ya que la morfologia y luminosidad de las estrellas de los cumulos globulares en los diagramas de color magnitud estan influidos por numerosos parametros muchos de los cuales todavia estan siendo activamente investigados Ciertos grupos incluso muestran poblaciones que estan ausentes de otros cumulos globulares por ejemplo estrellas rezagadas azules o presentan poblaciones multiples El paradigma historico de que todos los cumulos globulares consisten en estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo o que comparten exactamente la misma abundancia quimica tambien se ha sobrepasado por ejemplo en NGC 2808 53 Ademas la morfologia de las estrellas del grupo en un diagrama de color magnitud de color que incluye el brillo de los indicadores de distancia como las estrellas variables RR Lyrae puede verse influida por sesgos de observacion Uno de estos efectos se denomina fusion y surge porque los nucleos de los cumulos globulares son tan densos que en las observaciones de baja resolucion pueden aparecer multiples estrellas no resueltas en estrellas individuales como un solo objeto Por lo tanto el brillo medido para esa estrella aparentemente unica por ejemplo una variable RR Lyrae es erroneamente demasiado brillante dado que las estrellas no resueltas contribuyen a ese brillo particular determinado 54 55 En consecuencia la distancia calculada es incorrecta y lo que es mas importante ciertos investigadores han argumentado que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistematica en la escala de distancia cosmica y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble Diagrama de color magnitud para el cumulo globular M3 Tengase en cuenta el caracteristico giro en la curva de magnitud 19 del diagrama H R donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa de estrellas gigantes de su camino evolutivo Las estrellas mas grandes de la secuencia principal tambien tendran la mayor magnitud absoluta y estas seran las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrellas gigantes A medida que el grupo envejece las estrellas de masas sucesivamente mas bajas tambien entraran en la etapa de estrellas gigantes Por lo tanto la edad de un solo grupo de poblacion puede medirse buscando las estrellas que acaban de empezar a entrar en la etapa de estrella gigante Esto forma una curva en el diagrama de H R doblandose rapidamente hacia la esquina superior derecha desde la linea de secuencia principal La magnitud absoluta en esta curva esta ligada directamente en funcion de la edad del cumulo globular por lo que una escala de edad se puede trazar en un eje paralelo a la de la magnitud Ademas los cumulos globulares se pueden fechar al observar las temperaturas de las enanas blancas mas frias Los resultados tipicos para los cumulos globulares son que pueden ser tan viejos como 12 7 mil millones de anos de antiguedad 56 Esto contrasta con los cumulos abiertos que tienen solo unas decenas de millones de anos de antiguedad dandose por sentado que se formaron luego de la constitucion inicial de la galaxia matriz Las edades de los cumulos globulares fijan un maximo en el limite de edad del universo entero Este limite inferior ha sido una restriccion significativa en cosmologia Historicamente los astronomos se enfrentaron con calculos de edad de cumulos globulares que parecian mas antiguos de lo que permitirian los modelos cosmologicos Sin embargo una mejor medicion de los parametros cosmologicos a traves de estudios en el cielo profundo como los del Telescopio Espacial Hubble parecen haber resuelto este problema 57 Los estudios evolutivos de los cumulos globulares tambien se pueden usar para determinar los cambios debidos a la composicion inicial del gas y el polvo que formaron el cumulo Es decir las pistas evolutivas cambian con los cambios en la abundancia de elementos pesados Los datos obtenidos de los estudios de los cumulos globulares se utilizan luego para estudiar la evolucion de la Via Lactea como un todo 58 En los cumulos globulares se observan algunas estrellas conocidas como rezagadas azules aparentemente siguiendo la secuencia principal en direccion a las estrellas mas brillantes y azules Los origenes de estas estrellas aun no estan claros pero la mayoria de los modelos sugieren que estas estrellas son el resultado de la transferencia de masa entre multiples sistemas estelares 43 Morfologia EditarElipticidad de los cumulos globulares Galaxia Elipticidad 59 Via Lactea 0 07 0 04LMC 0 16 0 05SMC 0 19 0 06M31 0 09 0 04 NGC 411 esta catalogado como un cumulo globular abierto 60 A diferencia de los cumulos abiertos la mayoria de los cumulos globulares permanecen gravitacionalmente unidos por periodos de tiempo comparables a los periodos de vida de la mayoria de sus estrellas Sin embargo una posible excepcion es cuando las fuertes interacciones de las mareas gravitacionales con otras grandes masas dan como resultado la dispersion de las estrellas constituyentes Despues de que se han formado las estrellas dentro del cumulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre si Como resultado los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente y las estrellas pierden cualquier vestigio de su velocidad original El intervalo caracteristico para que esto ocurra es el tiempo de relajacion Esto esta relacionado con el periodo de tiempo caracteristico que una estrella necesita para cruzar el cumulo asi como tambien la cantidad de masas estelares en el sistema 61 El valor del tiempo de relajacion varia segun el cumulo pero el valor medio es del orden de 109 anos Aunque los cumulos globulares generalmente aparecen de forma esferica las elipticidades pueden ocurrir debido a las interacciones de las mareas gravitacionales Los cumulos dentro de la Via Lactea y de la Galaxia de Andromeda son tipicamente esferoides oblatos mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son mas elipticos 62 Radios Editar Los astronomos caracterizan la morfologia de cada cumulo globular por medio de su radio estandar Estos son el radio del nucleo r c el radio de semiluz r h y el radio de marea gravitacional o Jacobi r t La luminosidad general del cumulo disminuye constantemente con la distancia desde el nucleo y el radio del nucleo es la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie se ha reducido a la mitad 63 Una cantidad comparable es el radio de semiluz o la distancia desde el nucleo dentro del cual se recibe la mitad de la luminosidad total del cumulo Esto es tipicamente mas grande que el radio del nucleo Tengase en cuenta que el radio de semiluz incluye estrellas en la parte exterior del cumulo que se encuentra a lo largo de la linea de vision por lo que los astronomos tambien usaran el radio de la masa media r m el radio del nucleo que contiene la mitad de la masa total del cumulo Cuando el radio de la masa media de un cumulo es pequeno en relacion con el tamano total tiene un nucleo denso Un ejemplo de esto es Messier 3 M3 que tiene una dimension global visible de aproximadamente 18 minutos de arco pero un radio de masa media de solo 1 12 minutos de arco 64 Casi todos los cumulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 parsecs aunque existen cumulos bien conocidos con radios muy grandes como por ejemplo NGC 2419 Rh 18 parsecs y Palomar 14 Rh 25 parsecs 65 Finalmente el radio de marea es la distancia desde el centro del cumulo globular en el cual la gravitacion externa propia de la galaxia tiene mas influencia sobre las estrellas en el cumulo que el cumulo mismo Esta es la distancia a partir de la cual las estrellas individuales que pertenecen a un cumulo pueden ser atraidas por la galaxia y perderse fuera del cumulo El radio de marea de M3 es de aproximadamente 40 minutos de arco 66 o aproximadamente 113 parsecs 67 a una distancia de 10 4 kiloparsec kpc Segregacion luminosidad y colapso del nucleo Editar Al medir la curva de luminosidad de un cumulo globular dado en funcion de la distancia desde el nucleo la mayoria de los cumulos de la Via Lactea aumentan constantemente en luminosidad a medida que esta distancia disminuye hasta cierta distancia del nucleo y luego la luminosidad se nivela Por lo general esta distancia es de aproximadamente 1 2 parsecs desde el nucleo Sin embargo aproximadamente el 20 de los cumulos globulares han sido sometidos a un proceso denominado colapso del nucleo En este tipo de cumulos la luminosidad continua aumentando constantemente hasta llegar a la region central 68 Un ejemplo de un nucleo globular colapsado es el del cumulo M15 47 Tucanae el segundo cumulo globular mas luminoso de la Via Lactea despues de Omega Centauri Se cree que el colapso del nucleo ocurre cuando las estrellas mas masivas en un cumulo globular encuentran a sus companeras menos masivas Con el tiempo los procesos dinamicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del cluster al exterior Esto da como resultado una perdida neta de energia cinetica de la region central lo que lleva a las estrellas restantes agrupadas en la region central a ocupar un volumen mas compacto Cuando se produce esta inestabilidad gravotermal la region central del grupo se llena densamente con estrellas y el brillo superficial aumenta 69 Tengase en cuenta que el colapso del nucleo no es el unico mecanismo que puede causar dicha distribucion de luminosidad un enorme agujero negro en el nucleo tambien puede dar lugar a un aumento de luminosidad 70 Durante un largo periodo de tiempo esto lleva a una concentracion de estrellas masivas cerca del nucleo un fenomeno llamado segregacion masiva El efecto de calentamiento dinamico de los sistemas de estrellas binarias trabaja para evitar el colapso del nucleo inicial del cumulo Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario la orbita de este ultimo par tiende a contraerse liberando energia Solo despues de que el suministro primordial de las binarias se haya agotado debido a las interacciones puede producirse un colapso del nucleo mas intenso 71 72 Por el contrario el efecto de los maremotos gravitacionales cuando un cumulo globular pasa repetidamente a traves del plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del nucleo 73 Las diferentes etapas del colapso del nucleo se pueden dividir en tres fases Durante la adolescencia de un cumulo globular el proceso de colapso del nucleo comienza con estrellas cercanas al nucleo Sin embargo las interacciones entre los sistemas de las estrellas binarias evitan un mayor colapso a medida que el cumulo se acerca a la mediana edad Finalmente las binarias centrales cesan sus rotaciones o son expulsadas lo que da como lugar una concentracion mayor del nucleo La interaccion de las estrellas en la region del nucleo colapsado provoca la formacion de sistemas binarios ajustados A medida que otras estrellas interactuan con estas binarias aumenta la energia en el nucleo lo que hace que el cumulo se expanda nuevamente Como el tiempo promedio para el colapso del nucleo es tipicamente menor que la edad de la galaxia muchos de los cumulos globulares de una galaxia pueden haber pasado a traves de una etapa de colapso del nucleo y luego volver a expandirse 74 El cumulo globular NGC 1854 esta situado en la Gran Nube de Magallanes 75 El Telescopio Espacial Hubble ha sido utilizado para proporcionar evidencia observacional convincente de este proceso estelar de clasificacion de masa en cumulos globulares Las estrellas mas masivas reducen la velocidad y se aglomeran en el nucleo del cumulo mientras que las estrellas mas ligeras ganan velocidad y tienden a pasar mas tiempo en la periferia del cumulo El cumulo globular 47 Tucanae que se compone de alrededor de 1 millon de estrellas es uno de los cumulos globulares mas densos del hemisferio sur Este grupo fue sometido a un estudio fotografico intensivo que permitio a los astronomos seguir el movimiento de sus estrellas Se obtuvieron velocidades precisas para casi 15 000 estrellas en este grupo 76 Un estudio de 2008 de John Fregeau de 13 cumulos globulares en la Via Lactea muestra que tres de ellos tienen una cantidad inusualmente grande de fuentes de rayos X o binarias que emiten rayos X lo que sugiere que los cumulos son de mediana edad Anteriormente estos cumulos globulares se habian clasificado en su vejez porque tenian concentraciones muy grandes de estrellas en sus nucleos otra prueba de edad utilizada por los astronomos La implicacion es que la mayoria de los cumulos globulares incluidos los otros diez estudiados por Fregeau no estan en su edad media como se pensaba sino en su adolescencia 77 Las luminosidades globales de los cumulos globulares dentro de la Via Lactea y la Galaxia de Andromeda se pueden representar por medio de una curva gaussiana Esta gaussiana puede representarse mediante una magnitud promedio Mv y una varianza s2 Esta distribucion de las luminosidades de los cumulos globulares se llama Funcion de Luminosidad del Cumulo Globular GCLF Para la Via Lactea Mv 7 20 0 13 s 1 1 0 1 magnitudes 78 La GCLF tambien se ha utilizado como luminosidad promedio para medir la distancia a otras galaxias bajo la suposicion de que los cumulos globulares en galaxias remotas siguen los mismos principios que en la Via Lactea lo cual no esta definitivamente demostrado Simulaciones del cuerpo N Editar La computacion de las interacciones entre las estrellas dentro de un cumulo globular requiere resolver lo que se denomina el problema de cuerpo N Es decir cada una de las estrellas del cumulo interactua continuamente con las otras N 1 estrellas donde N es el numero total de estrellas en el cumulo El costo computacional CPU mas simple para una simulacion dinamica aumenta en proporcion a N 2 cada uno de los N objetos debe interactuar en pares con cada uno de los otros objetos N por lo que los requisitos informaticos potenciales para simular con precision cada cumulo pueden ser enormes 79 Un metodo eficiente de simulacion matematica de la dinamica del cuerpo N de un cumulo globular se hace subdividiendo en pequenos volumenes y rangos de velocidades y usando probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas Los movimientos se describen luego por medio de una formula llamada Ecuacion de Fokker Planck Esto se puede resolver mediante una forma simplificada de la ecuacion o ejecutando la denominada simulacion de Monte Carlo y usando valores aleatorios Sin embargo la simulacion se vuelve mas dificil cuando se incluyen los efectos de los sistemas binarios de estrellas y la interaccion con las fuerzas de gravitacion externas como sucede con la Via Lactea 80 Los resultados de las simulaciones han demostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales a traves del cumulo a menudo formando bucles y a menudo cayendo mas directamente hacia el nucleo que una estrella sola orbitando alrededor de una masa central Ademas debido a las interacciones con otras estrellas que producen un aumento de la velocidad algunas de las estrellas obtienen suficiente energia para escapar del cumulo Durante largos periodos de tiempo esto dara como resultado una disipacion del cumulo en un proceso denominado evaporacion 81 La escala de tiempo tipica para la disipacion completa de un cumulo globular es de 10 10 anos 61 En 2010 fue posible calcular directamente estrella por estrella simulaciones del cuerpo N de un cumulo globular a lo largo de su vida 82 Las estrellas binarias forman una porcion significativa de la poblacion total de sistemas estelares con hasta la mitad de todas las estrellas que existen en un conjunto galactico Las simulaciones numericas de los cumulos globulares han demostrado que las binarias pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del nucleo en los cumulos globulares Cuando una estrella en un grupo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario un posible resultado es que el binario se une mas fuertemente y agrega energia cinetica a la estrella solitaria Cuando las estrellas masivas en el grupo se aceleran con este proceso se reduce la contraccion en el nucleo y se limita el colapso del mismo 44 El destino final de un cumulo globular debe ser acrecentar el numero de estrellas en su nucleo causando su contraccion constante 83 o bien el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas hasta su completa disolucion 84 Estados intermedios Editar Messier 10 se encuentra a unos 15 000 anos luz de la Tierra en la constelacion de Ofiuco 85 La distincion entre tipos de cumulos no siempre esta clara y se han encontrado objetos que borran la lineas entre las diferentes categorias Por ejemplo BH 176 en la parte sur de la Via Lactea tiene propiedades a medio camino entre un cumulo abierto y uno globular 86 En 2005 los astronomos descubrieron un tipo de cumulo estelar completamente nuevo en la galaxia de Andromeda que es en cierta manera muy similar a los cumulos globulares Los cumulos recien encontrados contienen cientos de miles de estrellas una cantidad similar a la que se encuentra en los cumulos globulares Dichos cumulos comparten otras caracteristicas con los cumulos globulares como son las poblaciones estelares y su metalicidad Lo que los distingue de los cumulos globulares es que son mucho mas grandes varios cientos de anos luz de diametro y cientos de veces menos densos Las distancias entre las estrellas son por lo tanto mucho mayores dentro de los cumulos extendidos recientemente descubiertos Parametricamente estos grupos se encuentran en alguna posicion intermedia entre un cumulo globular y una galaxia eliptica enana 87 Aun no se sabe como se generan estos conglomerados pero su formacion podria estar relacionada con la de los cumulos globulares porque M31 tiene tales agrupaciones mientras que la Via Lactea no o bien no se conocen Tambien se desconoce si otras galaxias contienen este tipo de cumulos pero seria muy poco probable que M31 sea la unica galaxia con este tipo de cumulos extendidos 87 Encuentros gravitacionales EditarCuando un cumulo globular tiene un encuentro cercano con una masa grande como la region central de una galaxia se somete a una interaccion de marea gravitacional La diferencia en la atraccion de la gravedad entre la parte del cumulo mas cercana a la masa y la atraccion en la parte mas alejada del cumulo da como resultado una fuerza de marea Un choque de marea ocurre cada vez que la orbita de un cumulo lo lleva a traves del plano de una galaxia Como resultado de un choque de marea las corrientes de estrellas pueden separarse del halo del cumulo dejando solo la parte central de este Estos efectos de interaccion de las mareas generan colas de estrellas que pueden extenderse hasta varios grados de arco de distancia del centro del cumulo globular 88 Estos chorros de cola suelen preceder y seguir al cumulo a lo largo de su orbita Las colas pueden acumular porciones significativas de la masa original del cumulo y pueden formar agrupaciones de caracteristicas similares 89 El cumulo globular Palomar 5 por ejemplo esta cerca del apside de su orbita despues de atravesar la Via Lactea Las corrientes de estrellas se extienden hacia la parte delantera y trasera del camino orbital de este cumulo extendiendose a distancias de 13 000 anos luz 90 Las interacciones de las mareas gravitacionales han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5 y se espera que otras interacciones a medida que pasa a traves del nucleo galactico la transformen en una larga corriente de estrellas orbitando el halo de la Via Lactea Las interacciones de las mareas agregan energia cinetica a un cumulo globular aumentando drasticamente la tasa de disipacion y reduciendo el tamano del cumulo No solo el choque mareal elimina las estrellas externas de un cumulo globular sino que aumenta la dilucion acelerando el proceso de colapso del nucleo El mismo mecanismo fisico puede estar funcionando en las galaxias elipticas enanas como en el caso de la pequena Sagitario que parece estar sufriendo una interrupcion de las mareas debido a su proximidad a la Via Lactea orbitas EditarHay muchos cumulos globulares con un movimiento retrogrado alrededor de la Via Lactea 91 Un cumulo globular de enorme velocidad fue descubierto alrededor de Messier 87 en 2014 con una velocidad superior a la velocidad de escape de M87 92 Dicha velocidad de escape por encima de lo normal alejando el cumulo de la galaxia a una velocidad superior a la prevista solo puede ser explicado por el impulso causado por un choque de marea gravitacional pero se desconoce el por que hay cumulos que siguen una orbita retrograda al movimiento normal de una galaxia si bien como es obvio tiene que tener como origen la constitucion inicial del conjunto en los inicios de la misma formacion del Universo conocido Planetas EditarLos astronomos estan buscando exoplanetas en las estrellas de los cumulos globulares 93 En 2000 se anunciaron los resultados de una busqueda de planetas gigantes en el cumulo globular 47 Tucanae La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos distintos del hidrogeno o del helio necesarios para constituir estos planetas podria necesitar al menos un 40 de la abundancia de los elementos primarios que dan lugar a estrellas como el Sol Los planetas como la Tierra estan constituidos por elementos pesados como el silicio el hierro y el magnesio La muy baja abundancia de estos elementos en los cumulos globulares significa que las estrellas tienen una probabilidad mucho mas baja de alojar planetas con masa terrestre en comparacion con las estrellas cercanas al Sol Por lo tanto es improbable que la region del halo de la Via Lactea incluidos los miembros de los cumulos globulares alberguen planetas habitables 94 A pesar de la menor probabilidad de formacion de planetas gigantes tales tipos de objetos se han encontrado en el cumulo globular Messier 4 Este planeta se detecto orbitando un pulsar en el sistema de la estrella binaria PSR B1620 26 La excentricidad orbital y altamente inclinada del planeta sugiere que pudo haber sido formado alrededor de otra estrella en el grupo y luego fue intercambiada a su disposicion actual 95 La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cumulo globular puede destruir los sistemas planetarios algunos de los cuales se liberan para convertirse en planeta flotantes Incluso los planetas en orbita cercanos pueden verse afectados lo que puede conducir a una decaimiento orbital y a un aumento en la excentricidad orbital y a los efectos de las mareas gravitacionales 96 Referencias Editar The Hubble Heritage team 1 de julio de 1999 Hubble Images a Swarm of Ancient Stars HubbleSite News Desk Space Telescope Science Institute Consultado el 26 de mayo de 2006 Harris William E February 2003 CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS THE DATABASE Consultado el 23 de diciembre de 2009 Frommert Hartmut August 2007 Milky Way Globular Clusters SEDS Consultado el 26 de febrero de 2008 a b Ashman Keith M Zepf Stephen E 1992 The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies Astrophysical Journal Part 1 384 50 61 Bibcode 1992ApJ 384 50A doi 10 1086 170850 Dauphole B Geffert M Colin J Ducourant C Odenkirchen M Tucholke H J Geffert Colin 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