Cúmulo globular para niños
Un cúmulo globular es un grupo de estrellas con forma casi esférica. Estas estrellas están muy unidas entre sí por la fuerza de la gravedad. Los cúmulos globulares suelen girar alrededor del centro de una galaxia, como si fueran pequeños satélites. El nombre "globular" viene del latín globulus, que significa 'esfera pequeña'.
Estos cúmulos se encuentran principalmente en el halo de una galaxia, que es como una "nube" grande que rodea el centro. Los cúmulos globulares tienen muchas más estrellas y son mucho más antiguos que otros grupos de estrellas llamados cúmulos abiertos, que son menos densos y se encuentran dentro del disco de la galaxia.
En nuestra galaxia, la Vía Láctea, conocemos entre 150 y 158 cúmulos globulares. Es posible que haya entre 10 y 20 más escondidos detrás del centro de nuestra galaxia, donde hay muchas estrellas y polvo que impiden verlos. Los cúmulos globulares orbitan la Vía Láctea a distancias muy grandes, a unos 130 000 años luz o más.
Las galaxias más grandes pueden tener aún más cúmulos globulares. Por ejemplo, la galaxia de Andrómeda podría tener hasta 500. Algunas galaxias gigantes, como la M87, tienen al menos 13 000 cúmulos globulares.
Casi todas las galaxias grandes tienen cúmulos globulares asociados. Algunas galaxias más pequeñas, como la galaxia enana de Sagitario, están siendo atraídas por la Vía Láctea y, en ese proceso, le "donan" sus propios cúmulos globulares. Esto nos ayuda a entender cómo nuestra galaxia pudo haber adquirido algunos de sus cúmulos en el pasado.
Aunque los cúmulos globulares contienen algunas de las estrellas más antiguas de una galaxia, no sabemos con exactitud cómo se formaron ni cuál es su papel en la evolución de las galaxias. Se cree que se crearon como parte de la formación de la galaxia principal, y no como galaxias separadas. Algunos científicos sugieren que se formaron muy temprano en la historia del Universo, alrededor de estrellas supermasivas que agruparon miles de otras estrellas gracias a la gravedad.
Contenido
Historia de los descubrimientos
El primer cúmulo globular que se conoció fue M22, descubierto en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado. Sin embargo, con los primeros telescopios, no se podían ver las estrellas individuales dentro de un cúmulo. Fue Charles Messier quien, en 1764, logró ver estrellas separadas en el cúmulo M4.
Aquí tienes una tabla con los primeros cúmulos globulares descubiertos:
| Nombre del cúmulo | Descubierto por | Año |
|---|---|---|
| M22 | Abraham Ihle | 1665 |
| ω Cen | Edmond Halley | 1677 |
| M5 | Gottfried Kirch | 1702 |
| M13 | Edmund Halley | 1714 |
| M71 | Philippe Loys de Chéseaux | 1745 |
| M4 | Philippe Loys de Chéseaux | 1746 |
| M15 | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
| M2 | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
En 1751-52, Abbé Lacaille añadió más cúmulos a su catálogo, como NGC 104 y NGC 6397. La "M" antes de un número se refiere al catálogo de Charles Messier, y "NGC" al New General Catalogue de John Dreyer.
Cuando William Herschel empezó a usar telescopios más grandes en 1782, ya se conocían 34 cúmulos globulares. Herschel descubrió 36 más y fue el primero en ver las estrellas individuales en casi todos ellos. Él fue quien inventó el término "cúmulo globular" en 1789.
El número de cúmulos globulares descubiertos siguió creciendo. En 1915, se conocían 83, y en 1947, 97. Hoy se han descubierto 152 en la Vía Láctea, de un total estimado de 180. Se cree que los que faltan están ocultos por el gas y el polvo en el centro de nuestra galaxia.
A partir de 1914, Harlow Shapley estudió los cúmulos globulares. Usó un tipo de estrellas variables llamadas RR Lyrae para calcular sus distancias. Aunque al principio sobreestimó las distancias, sus estudios fueron muy importantes.
La mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea giran en un halo alrededor del centro de la galaxia. En 1918, Shapley usó la distribución de estos cúmulos para calcular el tamaño de nuestra galaxia. Aunque su cálculo no fue exacto, demostró que la Vía Láctea era mucho más grande de lo que se pensaba. También descubrió que el Sol no estaba en el centro de la galaxia, sino bastante lejos. Esto se debe a que la mayoría de las estrellas "normales" están en el disco de la galaxia y el polvo las oculta, mientras que los cúmulos globulares están fuera del disco y se pueden ver a mayores distancias.
Cómo se clasifican los cúmulos globulares
Entre 1927 y 1929, Shapley y Helen Battles Sawyer clasificaron los cúmulos según lo concentradas que estaban sus estrellas hacia el centro. Los más concentrados eran de Clase I, y los menos concentrados, de Clase XII. Esto se conoce como la Distribución de concentración de Shapley-Sawyer.
En 2015, se propuso un nuevo tipo de cúmulo globular llamado "cúmulo globular oscuro". Se descubrió en la galaxia Centaurus A y es especial porque podría contener mucha materia oscura o agujeros negros muy grandes.
Cómo se forman los cúmulos globulares
Todavía no sabemos con exactitud cómo se forman los cúmulos globulares. No está claro si todas sus estrellas nacen al mismo tiempo o si se forman en varias etapas a lo largo de millones de años. En muchos cúmulos, las estrellas parecen estar en la misma etapa de su vida, lo que sugiere que se formaron a la vez. Sin embargo, en otros, como los de la Gran Nube de Magallanes, hay diferentes grupos de estrellas, lo que indica que se formaron en distintos momentos.
Las observaciones muestran que los cúmulos globulares se forman en regiones donde hay mucha formación de estrellas y donde el gas y el polvo son muy densos. Esto ocurre a menudo en zonas de "explosión de estrellas" (starburst) y en galaxias que están interactuando entre sí.
No se ha visto que se estén formando nuevas estrellas activamente en los cúmulos globulares. Esto apoya la idea de que son muy antiguos y estuvieron entre los primeros grupos de estrellas en formarse en una galaxia.
Qué contienen los cúmulos globulares
Los cúmulos globulares suelen estar formados por cientos de miles de estrellas viejas. Estas estrellas tienen pocos elementos pesados (como carbono o hierro) en comparación con el Sol. Los astrónomos llaman a estos elementos "metales". Los cúmulos no tienen gas ni polvo, lo que sugiere que todo se convirtió en estrellas hace mucho tiempo.
La densidad de estrellas en un cúmulo globular es muy alta. En el centro, puede haber entre 100 y 1000 estrellas por cada parsec cúbico (un parsec es una unidad de distancia muy grande). La distancia típica entre estrellas en un cúmulo es de aproximadamente 1 año luz, pero en el centro, están mucho más cerca, a una distancia similar al tamaño de nuestro Sistema Solar.
Sin embargo, esta cercanía no es buena para que existan sistemas planetarios. Las órbitas de los planetas serían inestables debido a la gravedad de las estrellas cercanas. Se ha encontrado un posible sistema planetario orbitando un púlsar en el cúmulo M4, pero se cree que estos planetas se formaron después de que el púlsar apareciera, mucho después de la creación del cúmulo.
Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea, son enormes, con millones de veces la masa del Sol. Se cree que estos cúmulos tan grandes podrían ser los restos de galaxias enanas que fueron "devoradas" por galaxias más grandes. De hecho, es difícil diferenciar entre un cúmulo globular muy grande y una galaxia elíptica pequeña, excepto porque los cúmulos globulares suelen pertenecer a una galaxia más grande.
Algunos cúmulos globulares, como M15, tienen núcleos muy masivos que podrían albergar agujeros negros. Sin embargo, también podría ser que haya una gran concentración de estrellas de neutrones o enanas blancas.
Contenido de "metales"
Los cúmulos globulares están formados por estrellas de Población II, que tienen muy pocos elementos pesados (metales) en comparación con estrellas como el Sol (Población I). Los elementos pesados se producen dentro de las estrellas y luego se reciclan para formar nuevas estrellas. Por eso, la cantidad de metales puede indicar la edad de una estrella: las más antiguas suelen tener menos metales.
El astrónomo Pieter Oosterhoff notó que hay dos tipos de cúmulos globulares, llamados "grupos de Oosterhoff". Ambos son muy antiguos, pero difieren en la cantidad de metales. Los de tipo I son "ricos en metales" (aunque siguen teniendo pocos en comparación con el Sol), y los de tipo II son "pobres en metales".
En la Vía Láctea, la mayoría de los cúmulos pobres en metales se encuentran en el halo exterior, lo que sugiere que pudieron haber sido capturados de otras galaxias más pequeñas.
Estrellas especiales
Debido a la gran densidad de estrellas en los cúmulos globulares, las estrellas interactúan mucho entre sí. Esto hace que algunas estrellas "exóticas" sean más comunes aquí que en otras partes de las galaxias. Ejemplos de estas estrellas son las rezagadas azules, los púlsares y las binarias de rayos X de baja masa.
Una estrella rezagada azul se forma cuando dos estrellas se fusionan. La estrella resultante es más caliente y brillante que otras estrellas de la misma edad en el cúmulo, pareciendo "rejuvenecida".
Los astrónomos han buscado agujeros negros en los cúmulos globulares desde los años 70. Con el telescopio espacial Hubble, se han encontrado pruebas de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos como M15 y Mayall II (en la galaxia de Andrómeda). Estos agujeros negros son interesantes porque su tamaño está entre los agujeros negros pequeños (de estrellas) y los supermasivos (en el centro de las galaxias).
Diagrama de color-magnitud
Un diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un gráfico que muestra la relación entre el brillo y el color de las estrellas. Es muy útil para entender cómo evolucionan las estrellas. El color de una estrella nos dice su temperatura: las estrellas rojas son más frías y las azules son más calientes.
Cuando se grafican las estrellas de un cúmulo globular en un diagrama H-R, la mayoría de ellas forman una curva bien definida. Esto es diferente de las estrellas cercanas al Sol, que tienen diferentes edades y orígenes. La forma de esta curva en un cúmulo globular nos dice que todas sus estrellas se formaron aproximadamente al mismo tiempo y de los mismos materiales, diferenciándose solo en su masa inicial.
La forma de la curva también se usa para calcular la edad de un cúmulo. Las estrellas más grandes son las primeras en evolucionar y convertirse en estrellas gigantes. A medida que el cúmulo envejece, estrellas de menor masa también se convierten en gigantes. Así, al observar qué estrellas están empezando a convertirse en gigantes, podemos estimar la edad del cúmulo.
Los cúmulos globulares son muy antiguos, algunos tienen hasta 12 700 millones de años, casi la misma edad que el Universo. Esto contrasta con los cúmulos abiertos, que tienen solo unas decenas de millones de años. La edad de los cúmulos globulares nos ayuda a establecer un límite mínimo para la edad del Universo.
Forma y tamaño
| Galaxia | Elipticidad |
|---|---|
| Vía Láctea | 0.07 ± 0.04 |
| LMC | 0.16 ± 0.05 |
| SMC | 0.19 ± 0.06 |
| M31 | 0.09 ± 0.04 |
A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares se mantienen unidos por la gravedad durante mucho tiempo, casi toda la vida de sus estrellas. Sin embargo, si un cúmulo se acerca mucho a una masa grande, como el centro de una galaxia, las fuerzas de marea pueden hacer que sus estrellas se dispersen.
Las estrellas dentro de un cúmulo globular interactúan gravitacionalmente entre sí, cambiando constantemente sus movimientos. Esto hace que las estrellas pierdan su velocidad original. Este proceso se llama "tiempo de relajación" y suele durar unos mil millones de años.
Aunque los cúmulos globulares suelen ser esféricos, pueden volverse un poco elípticos debido a las fuerzas de marea. Los cúmulos en la Vía Láctea y Andrómeda suelen ser esferoides aplanados, mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos.
Radios de los cúmulos
Los astrónomos usan diferentes radios para describir la forma de un cúmulo globular:
- El radio del núcleo (rc) es la distancia desde el centro donde el brillo del cúmulo se reduce a la mitad.
- El radio de semiluz (rh) es la distancia desde el centro que contiene la mitad de la luz total del cúmulo.
- El radio de la masa media (rm) es el radio que contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Si este radio es pequeño, significa que el cúmulo tiene un núcleo muy denso. Por ejemplo, Messier 3 (M3) tiene un radio de masa media pequeño.
- El radio de marea gravitacional (rt) es la distancia desde el centro del cúmulo donde la gravedad de la galaxia es más fuerte que la gravedad del propio cúmulo. Más allá de esta distancia, las estrellas pueden ser arrancadas del cúmulo por la galaxia.
Casi todos los cúmulos globulares tienen un radio de semiluz de menos de 10 parsecs.
Concentración y colapso del núcleo
Cuando medimos el brillo de un cúmulo globular desde su centro hacia afuera, la mayoría de los cúmulos de la Vía Láctea se vuelven más brillantes a medida que nos acercamos al centro, hasta que el brillo se estabiliza. Sin embargo, en aproximadamente el 20% de los cúmulos, el brillo sigue aumentando hasta el centro mismo. Esto se llama "colapso del núcleo". Un ejemplo es el cúmulo M15.
Se cree que el colapso del núcleo ocurre cuando las estrellas más masivas del cúmulo se mueven hacia el centro. Con el tiempo, las estrellas individuales se mueven desde el centro hacia afuera, y las estrellas restantes en el centro se agrupan en un volumen más pequeño, aumentando la densidad y el brillo. Esto se llama "segregación masiva".
Las interacciones entre estrellas en el núcleo colapsado pueden formar sistemas de estrellas binarias muy cercanos. Cuando otras estrellas interactúan con estas binarias, se libera energía en el núcleo, lo que puede hacer que el cúmulo se expanda de nuevo. Como el tiempo para que un núcleo colapse es menor que la edad de una galaxia, muchos cúmulos globulares pueden haber pasado por una etapa de colapso y luego haberse expandido de nuevo.
El Telescopio Espacial Hubble ha mostrado que las estrellas más masivas se agrupan en el centro de los cúmulos, mientras que las más ligeras se mueven hacia los bordes. Esto se ha observado en el cúmulo 47 Tucanae, que tiene alrededor de un millón de estrellas.
Las simulaciones por computadora de los cúmulos globulares son muy complejas porque cada estrella interactúa con todas las demás. Estas simulaciones han mostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales y que algunas pueden ganar suficiente energía para escapar del cúmulo. Con el tiempo, esto puede llevar a la "evaporación" completa del cúmulo, un proceso que puede durar unos 10 mil millones de años.
Las estrellas binarias (dos estrellas que giran una alrededor de la otra) también son importantes. Las simulaciones muestran que pueden frenar o incluso revertir el colapso del núcleo. Cuando una estrella solitaria se acerca a una binaria, la órbita de la binaria puede hacerse más pequeña, liberando energía que acelera a la estrella solitaria. Esto reduce la contracción en el centro del cúmulo.
El destino final de un cúmulo globular es o bien que sus estrellas se concentren cada vez más en el centro, o que pierda estrellas de sus capas exteriores hasta que se disuelva por completo.
Tipos intermedios
A veces, la diferencia entre los tipos de cúmulos no es clara. Se han encontrado objetos que tienen características tanto de cúmulos abiertos como de cúmulos globulares.
En 2005, se descubrió un nuevo tipo de cúmulo estelar en la galaxia de Andrómeda. Estos cúmulos tienen cientos de miles de estrellas, como los globulares, y comparten otras características. Pero son mucho más grandes (cientos de años luz de diámetro) y menos densos. Las distancias entre sus estrellas son mayores. Estos grupos están en un punto intermedio entre un cúmulo globular y una galaxia elíptica enana. No se sabe cómo se forman, pero su existencia sugiere que la Vía Láctea podría tenerlos también, aunque aún no se hayan encontrado.
Encuentros con la gravedad
Cuando un cúmulo globular se acerca mucho a una masa grande, como el centro de una galaxia, sufre 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 parte más lejana crea 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, algunas estrellas pueden separarse del cúmulo, formando "colas" de estrellas que se extienden a lo largo de su órbita. Estas colas pueden contener una parte importante de la masa original del cúmulo.
Por ejemplo, el cúmulo globular Palomar 5 está perdiendo mucha masa debido a las interacciones de marea con la Vía Láctea. Se espera que futuras interacciones lo transformen en una larga corriente de estrellas que orbitarán el halo de nuestra galaxia.
Las interacciones de marea también aumentan la energía de un cúmulo globular, acelerando su disipación y reduciendo su tamaño. No solo arrancan estrellas, sino que también aceleran el colapso del núcleo.
Órbitas de los cúmulos
Muchos cúmulos globulares giran alrededor de la Vía Láctea en dirección contraria al movimiento general de la galaxia (movimiento retrógrado). En 2014, se descubrió un cúmulo globular alrededor de Messier 87 que se movía tan rápido que superaba la velocidad necesaria para escapar de esa galaxia. Esta velocidad tan alta solo se puede explicar por el impulso de un choque de marea gravitacional. No se sabe por qué algunos cúmulos tienen órbitas retrógradas, pero se cree que tiene que ver con cómo se formaron al principio del Universo.
Búsqueda de planetas
Los astrónomos están buscando planetas fuera de nuestro Sistema Solar (exoplanetas) en las estrellas de los cúmulos globulares.
En el año 2000, se buscaron planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae. No se encontraron, lo que sugiere que la cantidad de elementos pesados (distintos del hidrógeno o el helio) necesarios para formar estos planetas podría ser muy baja. Los planetas como la Tierra están hechos de elementos pesados como el silicio, el hierro y el magnesio. La baja cantidad de estos elementos en los cúmulos globulares significa que es menos probable que sus estrellas tengan planetas como la Tierra. Por lo tanto, es poco probable que la región del halo de la Vía Láctea, incluyendo los cúmulos globulares, albergue planetas donde pueda haber vida.
A pesar de esta baja probabilidad, se han encontrado planetas en el cúmulo globular Messier 4. Este planeta orbita un púlsar en un sistema de estrella binaria. Su órbita inusual sugiere que pudo haberse formado alrededor de otra estrella en el cúmulo y luego fue "intercambiado" a su posición actual. La alta probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede destruir sistemas planetarios, liberando algunos planetas para que floten solos en el espacio.
Galería de imágenes
Véase también
En inglés: Globular cluster Facts for Kids
