Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas que comparten un origen común y están unidas gravitacionalmente durante algún tiempo. Son particularmente útiles para los astrónomos, ya que proporcionan una manera de estudiar y modelar la evolución y las edades estelares. Las dos categorías básicas de cúmulos estelares son los cúmulos abiertos, también conocidos como cúmulos galácticos, y los cúmulos globulares.
- Cúmulos abiertos o galácticos
- Cúmulos globulares
- Edades de los cúmulos y secuencia principal de edad cero
Cúmulos abiertos (galácticos)
Los cúmulos abiertos reciben este nombre debido a que las estrellas individuales que los componen se resuelven fácilmente a través de un telescopio. Algunos ejemplos, como las Híades y las Pléyades, están tan cerca que las estrellas individuales pueden distinguirse claramente a simple vista. A veces se denominan cúmulos galácticos debido a su ubicación en los polvorientos brazos espirales del plano de las galaxias espirales. Las estrellas de un cúmulo abierto tienen un origen común: se formaron a partir de la misma nube molecular gigante inicial. Los cúmulos suelen contener unos pocos cientos de estrellas, aunque pueden variar desde unas pocas docenas hasta unos pocos miles.
Las estrellas dentro de un cúmulo abierto están sólo débilmente unidas por la gravedad. A medida que el cúmulo gira alrededor de la galaxia, acaba dispersándose debido a las perturbaciones gravitatorias con otros objetos de la galaxia. Aunque es probable que nuestro Sol se formara inicialmente en un cúmulo abierto, ahora no hay ninguna agrupación discernible con estrellas cercanas. Por tanto, los cúmulos abiertos suelen ser objetos relativamente jóvenes. Algunos, como las Pléyades, todavía muestran evidencias de nebulosidad que sugieren su reciente formación. Las estrellas de los cúmulos abiertos pertenecen a la Población I, son jóvenes y tienen altas metalicidades. Los cúmulos oscilan entre un par y 20 parsecs de diámetro.
Cúmulos Globulares
Los cúmulos globulares contienen entre varios miles y un millón de estrellas en un sistema esférico ligado a la gravedad. Situados principalmente en el halo que rodea el plano galáctico, comprenden las estrellas más antiguas de la galaxia. Estas estrellas de la población II están muy evolucionadas, pero tienen una metalicidad baja. Los cúmulos son tan antiguos que cualquier estrella superior a la clase G o F ya habrá evolucionado fuera de la secuencia principal. En los cúmulos globulares hay poco polvo o gas libre, por lo que no hay formación estelar nueva en ellos. Las densidades estelares dentro de las regiones interiores de un cúmulo globular son muy altas en comparación con regiones como las que rodean al Sol.
Al igual que los cúmulos abiertos, las estrellas de los cúmulos globulares probablemente tuvieron un origen común. A diferencia de los cúmulos abiertos, los cúmulos globulares normalmente permanecen coherentes gravitatoriamente durante toda su vida. Las estrellas de su interior no se dispersan fuera del cúmulo. Nuestra Vía Láctea cuenta con unos 200 cúmulos globulares. Entre los ejemplos más destacados se encuentran 47 Tuc, M4 y Omega Centauri, aunque se discute si ésta puede ser en realidad una galaxia esferoidal enana capturada.
Edades de los cúmulos y secuencia principal de edad cero
Los cúmulos estelares son especialmente importantes porque permiten a los astrónomos comprobar los modelos de evolución estelar y las edades de las estrellas. Veamos en primer lugar los cúmulos abiertos para entender por qué es así.
Las estrellas de un cúmulo abierto tienen un origen común a partir de una nebulosa determinada. Por lo tanto, comparten la misma metalicidad inicial, por lo que cualquier efecto de ésta en la evolución estelar es efectivamente el mismo para los miembros del cúmulo. Otro punto importante es que todas las estrellas de un cúmulo están efectivamente a la misma distancia de un observador en la Tierra. Aunque un cúmulo tenga unos pocos parsecs de diámetro, este tamaño es insignificante comparado con la distancia mucho mayor del cúmulo a la Tierra. Si tomamos lecturas fotométricas de las estrellas del cúmulo, la magnitud aparente de cada una nos permite también inferir las luminosidades absolutas relativas de los miembros del cúmulo. Las estrellas que parecen más brillantes dentro de un cúmulo son intrínsecamente más luminosas que los miembros más débiles.
Los astrónomos utilizan este hecho para obtener un diagrama color-magnitud de un cúmulo. Se trata simplemente de un diagrama HR que traza la magnitud aparente, normalmente V (o mV) en el eje vertical contra el índice de color, B – V en el horizontal. Utilizando la paralaje espectroscópica, pueden calibrar el diagrama para obtener valores de magnitud absoluta, M o MV. Al hacer esto para varios cúmulos abiertos encontramos un resultado interesante. Las imágenes siguientes muestran algunos cúmulos abiertos. A la izquierda tenemos h + χ Persei, un cúmulo abierto doble en el que los dos cúmulos, distantes 2.200 parsecs sólo están separados por unos 30 parsecs. La imagen de la derecha muestra M67. ¿Notas alguna diferencia entre las dos imágenes?
Si trazamos estos cúmulos abiertos y otros en un diagrama HR obtendríamos el gráfico de abajo. Como los cúmulos están a diferentes distancias se ha calibrado a magnitud absoluta.
Si estudias este diagrama de cerca notarás una nueva escala en el eje vertical de la derecha. Los «años» aquí se refieren a la edad del cúmulo. Un cúmulo como h + χ Persei es tan joven que la mayoría de sus estrellas todavía están en la secuencia principal, es decir, aún no se han apagado. Las Pléyades, que son algo más antiguas, no tienen estrellas más calientes que el índice de color 0 (clase espectral A0) en la secuencia principal. Los miembros más masivos del cúmulo ya han evolucionado fuera de la secuencia principal hacia las ramas gigantes. M67, un cúmulo abierto muy antiguo, no tiene ninguna estrella con un índice de color superior a +0,4 en la secuencia principal. El punto de inflexión en el diagrama, en el que el cúmulo abandona la secuencia principal, es de gran importancia. Cuanto más abajo en la secuencia principal se encuentre el punto de salida, más antiguo será el cúmulo.
Cuando una estrella alcanza por primera vez la fusión de hidrógeno en el núcleo y aparece en la secuencia principal, se dice que es de edad cero. La secuencia principal de edad cero (ZAMS) es la secuencia principal de todas las estrellas cuando se forman inicialmente en un cúmulo. Cuanto más arriba en la secuencia principal, más masiva es la estrella.
Como los cúmulos globulares son, por lo general, mucho más antiguos que los cúmulos abiertos, sus diagramas de magnitud de color muestran estrellas más evolucionadas. Además, no tienen estrellas de gran masa en la secuencia principal. El siguiente diagrama de magnitudes de color para M55 ilustra este punto.
Interesantemente, si se estudia el diagrama por encima se ve un grupo de estrellas calientes que parecen estar en la secuencia principal por encima del punto de desviación. De hecho, se conocen como rezagadas azules. Debido a las altas densidades estelares dentro de los cúmulos globulares, los astrónomos creen que algunas estrellas pueden unirse y fusionarse. Por lo tanto, la masa combinada hace que la nueva estrella sea más caliente (más azul) y más brillante que el grueso de las estrellas.
