Cúmul globular

El cúmul globular Messier 80 en la constelació d'Escorpio està situat a uns 30 000 anys llum del Sol i conté centenars de mils d'estreles.

Un cúmul globular és un conjunt casi esfèric d'estrelas que, per lo general, orbita un núcleu galàctic com si d'un satèlit es tractara. Les estreles que constituïxen els cúmuls globulars estan molt unides entre sí per la gravetat, lo que els dona les seues formes esfèriques i densitat estelars relativament altes prop del centre. El nom d'esta categoria concreta de grup d'estreles deriva del llatí globulus, el significat del qual és el de ‘esfera chicoteta’.

Els cúmuls globulars es troben fonamentalment en la zona del cridat halo galàctic d'una galàxia i contenen considerablement més estreles i són molt més antics, per regla general, que els cúmuls oberts, menys densos, que es troben dins del mateix disc d'una galàxia.

Els cúmuls globulars són prou comuns en la nostra galàxia: existixen al voltant de 150 a 158 cúmuls globulars coneguts actualment en la Via Làctea i, potser, de 10 a 20 més encara per descobrir per estar situats despuix del centre enfosquit per les centenars de mils d'estreles del nostre propi núcleu galàctic i del pols interestelar. Els cúmuls globulars orbitan nostra galàxia a distàncies miges habituals de 40 kiloparsecs (130 000 anys llum) o més.

Les galàxies més grans poden tindre encara més cúmuls globulars: aixina, la galàxia d'Andrómeda, per eixemple, podria aplegar a tindre fins a 500, encara que hui es pensa que abdós galàxies són prou similars en tamany i el seu número de cúmuls deu ser similar. Algunes galàxies jagantes com les galàxies elíptiques (particularment aquelles en els centres de certs cúmuls galàctics) com M87, tenen com a mínim uns 13 000 cúmuls globulars.

Cada galàxia de suficient massa dins d'un grup local té un conjunt associat de cúmuls globulars i s'ha descobert que casi totes les galàxies grans estudiades posseïxen un sistema de cúmuls globulars. La galàxia elíptica nana de Sagitari i la discutida galàxia nana del Ca Major, que formen part del nostre grup local semblen estar en el procés de donar els seus propis cúmuls globulars associats (com Colomer 12) a la pròpia Via Làctea en un procés de progressiva atracció gravitatoria. Este fet permet inferir quants dels cúmuls globulars de la nostra galàxia podrien haver segut adquirits en el passat per mig d'este procés.

Encara que sembla que els cúmuls globulars contenen algunes de les primeres estreles més antigues que es generen en una galàxia, els seus orígens evolutius i el seu paper en l'evolució galàctica encara no estan clars. Sembla evident que els cúmuls globulars són significativament diferents de les galàxies nanes elíptiques i es varen crear com a part de la formació estelar de la galàxia mare en lloc de com a galàxies separades.

Sobre un possible orige dels cúmuls globulars, en un artícul publicat el 5 de maig de 2023 en la revista 'Astronomy and Astrophysics', els autors del mateix argumenten que els cúmuls globulars es varen formar molt primerenc en el història de l'Univers, a penes uns centenars de millons d'anys despuix del Big Bang, sorgint al voltant de jagantesques estreles supermasivas (en mils de voltes la massa del Sol), pero de vides molt curtes (a penes uns pocs millons d'anys), que varen agrupar, gràcies a la gravetat, mills o decenes de mils d'atres estreles en formació progressiva, inclús quan l'estrela 'mare' supermasiva va desaparéixer pel seu tipo d'evolució estelar de curta duració, lo mateix que molts forats negres podrien ser l'orige de gran part de les galàxies que varen nàixer a la seua entorn.

Història observacional

Primers cúmuls globulars descoberts

Nom del cúmul	Descobert per !Any
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

El primer cúmul globular conegut, ara conegut com M22, va ser descobert en 1665 per Abraham Ihle, un astrònom aficionat alemà. No obstant, donada la chicoteta obertura de les lents dels primers telescopis, les estreles individuals dins d'un cúmul globular no varen ser resoltas fins que Charles Messier va observar M4 en 1764. Els primers huit cúmuls globulars descoberts es mostren en la taula adjunta a la dreta. Posteriorment, Abbé Lacaille llistaria a NGC 104, NGC 4833, M55, M69 i NGC 6397 en el seu catàlec de 1751-52. La M abans d'un número es referix al catàlec de Charles Messier, mentres que NGC pertany al New General Catalogue de John Dreyer.

Quan William Herschel va començar el seu estudi integral del cel utilisant grans telescopis en 1782, hi havia un total de 34 cúmuls globulars coneguts. Herschel va descobrir atres 36 ell mateix i va anar el primer en resoldre pràcticament tots ells en estreles. Ell va falcar el terme «cúmul globular» en el seu Catàlec de les dos mil Noves Nebuloses i Cúmuls d'Estreles publicat en 1789.

El número de cúmuls globulars descoberts va continuar aumentant, alcançant 83 en 1915, 93 en 1930 i 97 en 1947. S'han descobert un total de 152 cúmuls globulars en la galàxia Via Làctea, d'un total estimat de 180 ± 20. Es creu que estos cúmuls globulars adicionals no descoberts estan amagats darrere de les estreles, del gas i la pols del gran bulbo que constituïx el centre de la Via Làctea.

A partir de 1914, Harlow Shapley va començar una série d'estudis de cúmuls globulars, publicats en uns 40 artículs científics. Va examinar les estreles variables RR Lyrae en els cúmuls (que ell va supondre equivocadament que eren estreles cefeidas) i va usar la seua relació periodo-lluminositat per a estimar les seues distàncies. Més vesprada, es va trobar que les variables RR Lyrae són més dèbils que les Cefeidas, lo que va provocar que Shapley sobreestimara les distàncies de dits cúmuls globulars.

NGC 7006 és un cúmul globular d'alta concentració de Classe I.

Dels cúmuls globulars que pertanyen a la Via Làctea, la majoria es troben orbitando en un halo al voltant del núcleu galàctic, i la gran majoria d'ells es troben centrats entorn al núcleu. En 1918, esta distribució fortament asimètrica va ser utilisada per Shapley per a fer una determinació de les dimensions generals de la nostra galàxia. En assumir una distribució aproximadament esfèrica dels cúmuls globulars al voltant del centre de la galàxia, va utilisar les posicions dels cúmuls per a estimar la posició del Sol con relación a el centre galàctic. Si ben la seua estimació de distància tenia un error significatiu (encara que dins del mateix orde de magnitut que el valor actualment acceptat), va demostrar que les dimensions de la galàxia Via Làctea eren molt majors de lo que s'havia pensat anteriorment. El seu error inicial va ser per ignorar l'existència de la pols interestelar dins de les galàxies, que absorbix i disminuïx la cantitat de llum dels objectes distants que aplega a la Terra, com és el cas dels cúmuls globulars, lo que fa que semblen més lluntans de lo que realment són perque la seua llum real emesa es diluïx en la lluntea.

Les medicions de Shapley també varen indicar que el Sol està relativament llunt del centre de la galàxia, també en contra de lo que s'hi havia inferido prèviament en la distribució aparentment uniforme de les estreles ordinàries.

En realitat, la majoria de les estreles «ordinàries» es troben dins del disc de la galàxia i les estreles que es troben en la direcció del centre galàctic i més allà estan enfosquides pel gas i la pols, mentres que els cúmuls globulars es troben fòra del disc i poden vore's distàncies molt majors.

Classificació dels cúmuls globulars

Posteriorment, Shapley va ser assistit en els seus estudis de cúmuls globulars per Henrietta Swope i Helen Battles Sawyer. Entre 1927 i 1929, Shapley i Sawyer categorizaron grups de cúmuls d'acort en el grau de concentració que cada sistema té cap al seu núcleu. Els cúmuls més concentrats es varen identificar com de Classe I, en concentracions cada volta menors que van fins a la Classe XII. Açò es coneix com la Distribució de concentració de Shapley-Sawyer (a voltes apareixen en números [Classe 1 a 12] en lloc d'utilisar-se els números romans).

En 2015, es va propondre un nou tipo de cúmul globular sobre la base de les noves senyes observacionals: el cúmul globular obscur. Este tipo de cúmul globular ha segut recentment descobert en la galàxia jaganta Centaurus A i es considera inusual ya que pot albergar cantitats inesperades de matèria obscura o de forats negres massius.

Formació

NGC 2808 conté tres generacions diferents d'estreles. NASA image

La formació de cúmuls globulars seguix sent un fenomen poc conegut i seguix sent incert si les estreles d'un cúmul globular es formen en una sola generació o si es creen a lo llarc de vàries generacions durant un periodo de varis centenars de millons d'anys. En molts cúmuls globulars, la majoria de les estreles es troben aproximadament en la mateixa etapa de la seua evolució estelar, lo que sugerix que es varen formar aproximadament al mateix temps. No obstant, el historial de formació d'estreles varia d'un cúmul a un atre, en alguns grups d'estos que mostren distintes poblacions d'estreles. Un eixemple d'això són els cúmuls globulars en la Gran Núvol de Magallanes (LMC), una galàxia local del nostre propi grup, que mostren una població bimodal. Durant la seua joventut, estos cúmuls de LMC poden haver trobat en la seua trayectòria núvols massius de gas i partícules que varen desencadenar una segona ronda de formació d'estreles per l'atracció gravitatoria. Este periodo de formació estelar és relativament breu, en comparació a l'edat de molts cúmuls globulars. També s'ha propost que la raó d'esta multiplicitat en les poblacions estelars podria tindre un orige dinàmic. En les galàxies Antennae (NGC 4038 i NGC 4039), per eixemple, el Telescopi Espacial Hubble ha permés observar cúmuls globulars en certes regions en la galàxia que comprenen centenars de parsecs, a on molts dels cúmuls colisionaran finalment i es varen fusionar entre sí. Molts d'ells presenten un ranc significatiu de diferents edats, possiblement per les seues distintes metalicitatés, i la seua fusió podria dur a agrupacions en una distribució bimodal o inclús a una múltiple distribució de poblacions estelars.

El cúmul globular Messier 54.

Les observacions de cúmuls globulars mostren que estes formacions estelars sorgixen principalment en regions de formació estelar eficient i a on el mig interestelar té una densitat més alta que en les regions normals de formació d'estreles. La formació de cúmuls globulars és freqüent en les regions denominades starburst i en les galàxies que interactuen entre sí. Les investigacions indiquen una correlació entre la massa d'un forat negre supermasivo en el centre de les galàxies (SMBH) i l'extensió dels sistemes de cúmuls globulars de les galàxia elíptiques i de les galàxies lenticulares. Curiosament, la massa del centre de dites galàxies solen tindre la mateixa suma de la massa combinada dels cúmuls globulars de les mencionades galàxies.

No es coneixen cúmuls globulars que mostren la formació nova d'estreles actives que estiguen naixent, la qual cosa és consistent en l'opinió de que els cúmuls globulars són, típicament, els objectes més antics en la galàxies i que varen estar entre els primers conjunts d'estreles en formar-se en l'orige total de la galàxia. Les regions molt grans de formació d'estreles conegudes com supercúmulo d'estreles, tal com Westerlund 1 en la Via Làctea, poden ser precursores d'alguns cúmuls globulars.

Composició

Les estreles del cúmul Djorgovski 1 contenen hidrogen i heli, pero no molt més. En térmens astronòmics, li'ls descriu com a «pobres en metals».

Els cúmuls globulars generalment estan composts per centenars de mils d'estreles velles, deficitàries en metals. El tipo d'estreles que es troben en un cúmul globular són similars a les del bulbo galàctic d'una galàxia espiral pero llimitades a un volum de solament uns pocs millons cúbics de parsecs. Estan lliures de gas i pols i es presumix que fa molt temps que estos, per la pressió i a la gravetat, es varen convertir en estreles.

Els cúmuls globulars poden contindre una alta densitat d'estreles; calculant-se de promig al voltant de 0,4 estreles per parsec cúbic, aumentant de 100 a 1000 estreles per parsec cúbic en el núcleu del grup.

La distància típica entre les estreles en un cúmul globular és d'aproximadament 1 any llum, pero en el seu núcleu, la separació és comparable al tamany del sistema solar (de 100 a 1000 voltes més prop que les estreles pròximes al Sol, com el cas d'Alfa Centauro, l'estrela més pròxima coneguda).

No obstant, no es creu que dita proximitat entre les estreles siguen ubicacions favorables per a la supervivència de sistemes planetaris. Les òrbites planetàries són dinàmicament inestables dins dels núcleus dels cúmuls densos pels destorbament de les estreles que passen prop d'unes atres. Un planeta que orbitara a una (1) unitat astronòmica al voltant d'una estrela que estiga dins del núcleu d'un grup dens, com 47 Tucanae, solament sobreviuria de l'orde de 10⁸ anys. Es coneix lo que es creu que pot ser un sistema planetari orbitando un pulsar (PSR B1620-26) que pertany al cúmul globular M4, pero estos planetes provablement es varen formar despuix de l'acontenyiment que va crear el pulsar, en molta posterioritat a la creació del propi cúmul globular.

Alguns cúmuls globulars, com Omega Centauri en la Via Làctea i G1 en M31, són extraordinàriament massius, en varis millons de masses solars i múltiples poblacions estelars. Abdós poden ser considerats com a evidència de que els cúmuls globulars molt massius són en realitat els núcleus de galàxies nanes que són consumides per les galàxies més grans. Al voltant d'un quarto de la població de cúmuls globulars en la Via Làctea pot haver aumentat de tamany per galàxies nanes amfitriones. De fet, la distinció entre un gran cúmul globular i una galàxia elíptica chicoteta no és fàcil de fixar ni de definir, exceptuant que un cúmul globular, per massiu que siga, per regla general pertany a una galàxia concreta i no sol permanéixer aïllat en l'espai interestelar. Es creu que tots els cúmuls globulars no associats a galàxies determinades, que són molt poc numerosos, en algun moment varen pertànyer o varen sorgir junt a una galàxia «mare».

Varis cúmuls globulars (com M15) tenen núcleus extremadament massius que podrien albergar forats negres, encara que les simulacions per ordenador sugerixen que un forat negre menys massiu o, a la seua volta, la concentració central d'estreles de neutrons o de nanes blanques en grans cantitats expliquen les observacions igualment be.

Contingut metàlic

Messier 53 conté un número inusual d'un tipo d'estrela anomenada ressagades blaves.

Els cúmuls globulars normalment consistixen en un conjunt d'estreles de Població II, que tenen una baixa proporció d'elements distints del hidrogen i del heli en comparació a les estreles de Població I, com el Sol. Els astrònoms es referixen a estos elements més pesats com a «metals» (encara que en realitat estem parlant d'elements com el carbono, liti, oxigen, etc.) i a les proporcions d'estos elements com metalicitat. Estos elements són produïts per nucleosíntesis estelar i després es reciclen al mig interestelar, a on entren en la creació de la pròxima generació d'estreles. Per lo tant, la proporció de metals pot ser una indicació de l'edat d'una estrela, ya que les estreles més velles tenen normalment una menor metalicitat.

L'astrònom neerlandés Pieter Oosterhoff va fer notar que sembla haver dos poblacions de cúmuls globulars diferents, que es coneixen com «grups de Oosterhoff». El segon grup té un conjunt llaugerament més gran d'estreles variables RR Lyrae que el primer. Abdós grups tenen dèbils llínees espectrals d'elements metàlics, pero les llínees en les estreles del cúmul Oosterhoff tipo I (OoI) no són tan dèbils com les del tipo II (OoII). Per lo tant, es fa referència al tipo I com a cúmuls globulars «rics en metals» (per eixemple, Terzan 7), mentres que els de tipo II són pobres en metals (com per eixemple, ESO 280-SC06).

Estes dos poblacions s'han observat en moltes galàxies, especialment en galàxies elíptiques jagantes. Abdós grups són casi tan antics com l'univers mateix i tenen edats similars, pero diferixen en la seua abundància de metals. S'han sugerit molts escenaris per a explicar estes subpoblacions, incloses les fusions de galàxies riques en gasos, l'acumulació de galàxies nanes i múltiples fases de formació d'estreles en una sola galàxia. En la Via Làctea, els cúmuls globulars pobres en metals estan associats en el halo i els cúmuls rics en metals en el abultamiento del núcleu, si be en abdós casos, les estreles que els componen són de menor metalicitat que les que posseïx els braços de la galàxia.

En la Via Làctea s'ha descobert que la gran majoria dels grups de baixa metalicitat estan alineats a lo llarc d'un pla en la part exterior del halo de la galàxia. Este resultat parla a favor de l'opinió de que els cúmuls de tipo II en la galàxia varen ser capturats d'una galàxia satèlit, en lloc de ser els membres més antics del sistema de cúmuls globulars de la Via Làctea, com s'havia pensat anteriorment. La diferència entre els dos tipos de cúmuls s'explicaria per un retart de temps entre el moment en que les dos galàxies varen formar abdós sistemes.

Components exòtics

El cúmul globular M15 pot tindre un forat negre de massa intermija en el seu núcleu.

Els cúmuls globulars tenen una densitat d'estreles molt alta i, per lo tant, les interaccions propenques i les colisions casi estacionarias ocorren en relativa freqüència. Per estes trobades casuals, algunes classes exòtiques d'estreles, com les ressagades blaves, els púlsarés i les binarias de rajos X de baixa massa, són molt més comunes en els cúmuls globulars que en els discs galàctics de les galàxies espiralés o barradas.

Una blava ressagada es forma a partir de la fusió de dos estreles, possiblement com a resultat d'una trobada en un sistema binario. L'estrela resultant té una temperatura més alta que les estreles comparables en el grup de la mateixa lluminositat, i per lo tant diferix de les estreles de la seqüència principal formades a l'inici del grup, creant un conjunt d'estreles velles, pero rejovenides en posterioritat.

Els astrònoms han buscat la presència de forats negres dins dels cúmuls globulars des de la década de 1970. Els requisits de resolució per a esta tasca, no obstant, són exigents, i només en el telescopi espacial Hubble s'han realisat els primers descobriments confirmats. En programes independents, s'ha sugerit que existix un forat negre de massa intermija en funció de les observacions del Hubble en el cúmul globular M15 que posseïx unes 4000 masses solars i un forat negre de major tamany en el cúmul Mayall II en la Galàxia Andrómeda en casi 20 000 masses solars. Les emissions de rajos X i ràdio de Mayall II semblen ser consistents en un forat negre de massa intermija.

Estos són de particular interés perque són els primers forats negres descoberts que ocupen una posició intermija entre el forat negre de massa convencional d'una estrela i els forats negres supermasivos descoberts en els núcleus de les galàxies. La massa d'estos forats negres de massa intermija és proporcional a la massa dels cúmuls globulars, seguint un patró prèviament descobert entre els forats negres supermasivos i les seues galàxies circumdants.

L'anunci de la presència de forats negres de massa intermija ha segut rebut en cert escepticisme. S'espera que els objectes més pesats en els cúmuls globulars migren al centre del cúmul per la segregació massiva. Com se senyala en dos documents de Holger Baumgardt i els seus colaboradors, la relació massa-lluminositat deuria aumentar bruscament cap al centre del cúmul, inclús sense un forat negre, com succeïx en M15 i com en Mayall II.

Diagrama color-magnitut

Archiu:Cosmic fairy lights.jpg

Messier 5 és un cúmul globular que consistix en centenars de mils d'estreles unides per la seua gravetat comuna.

Un diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) és un gràfic d'una gran mostra d'estreles que traça la magnitut absoluta front a la seua índex de color i és essencial per a conéixer i comprendre l'evolució estelar. Els índexs de color, B-V, és la diferència entre la magnitut de l'estrela en llum blava, o B, i la magnitut en llum visual (vert-groc), o V. Grans valors positius indiquen una estrela roja en una superfície freda en temperatura, mentres que els valors negatius impliquen una estrela blava en una superfície més calenta.

Quan les estreles propenques al Sol es tracen en un diagrama H-R, mostra una distribució d'estreles de vàries masses, edats i composicions. Moltes de les estreles es troben relativament prop d'una curva inclinada en una magnitut absoluta creixent a mida que les estreles són més calentes, conegudes com a estreles de la seqüència principal. No obstant, el diagrama també inclou estreles que es troben en etapes posteriors de la seua evolució i s'han apartat d'esta curva de la seqüència principal.

Com totes les estreles d'un cúmul globular estan aproximadament a la mateixa distància de nosatres, les seues magnituts absolutes diferixen de la seua magnitut visual aproximadament en la mateixa cantitat. Les estreles de la seqüència principal en el cúmul globular cauran a lo llarc d'una llínea que es creu que és comparable a estreles similars en el veïnat del Sol. L'exactitut d'esta suposició està confirmada per resultats obtinguts en comparar les magnituts de les variables propenques de periodo curt, com les estreles RR Lyrae i les variables Cefeidas, en aquelles atres que hi ha en el cúmul.

En fer coincidir estes curves en el diagrama H-R, també es pot determinar la magnitut absoluta de les estreles de la seqüència principal en el grup complet. Açò a la seua volta proporciona una estimació de distància al cúmul en funció de la magnitut visual de les estreles. La diferència entre la magnitut relativa i absoluta, el conegut com mòdul de distància, proporciona esta estimació de la distància real des de la Terra al cúmul globular.

Quan les estreles d'un determinat cúmul globular es tracen en un diagrama de H-R, en molts casos casi totes les estreles cauen sobre una curva relativament ben definida. Açò diferix del diagrama H-R de les estreles propenques al Sol, que agrupa un conjunt d'estreles de diferents edats i orígens, com és llògic pensar que es dona en un braç espiral, ya que no es varen formar totes al mateix temps.

La forma de la curva per a un cúmul globular és característica d'una agrupació d'estreles que es varen formar aproximadament al mateix temps i a partir dels mateixos materials, diferint solament entre elles en la seua massa inicial. Com la posició de cada estrela en el diagrama H-R varia en l'edat, la forma de la curva d'un cúmul globular es pot usar per a medir l'edat general de la població d'estreles de dit cúmul.

No obstant, el procés històric abans mencionat de determinar l'edat i la distància als cúmuls globulars no és tan sòlit com es pensava, ya que la morfologia i lluminositat de les estreles dels cúmuls globulars en els diagrames de color-magnitut estan influïts per numerosos paràmetros, molts dels quals encara estan sent activament investigats. Certs grups inclús mostren poblacions que estan absents d'atres cúmuls globulars (per eixemple, estreles ressagades blaves) o presenten poblacions múltiples. El paradigma històric de que tots els cúmuls globulars consistixen en estreles naixcudes exactament al mateix temps, o que compartixen exactament la mateixa abundància química, també s'ha sobrepassat (per eixemple, en NGC 2808). Ademés, la morfologia de les estreles del grup en un diagrama de color-magnitut de color, que inclou la lluentor dels indicadors de distància, com les estreles variables RR Lyrae, pot vore's influïda per biaix d'observació. Un d'estos efectes es denomina fusió i sorgix perque els núcleus dels cúmuls globulars són tan densos que en les observacions de baixa resolució poden aparéixer múltiples estreles (no resoltes en estreles individuals) com un sol objecte. Per lo tant, la lluentor medida per a eixa estrela aparentment única (per eixemple, una variable RR Lyrae) és erròneament massa lluenta, ya que les estreles no resoltes contribuïxen a eixa lluentor particular determinada. En conseqüència, la distància calculada és incorrecta, i lo que és més important, certs investigadors han argumentat que l'efecte de mescla pot introduir una incertitut sistemàtica en l'escala de distància còsmica, i pot biaixar l'edat estimada de l'Univers i la constant de Hubble.

Archiu:M3 color magnitude diagram.jpg

Diagrama de color-magnitut per al cúmul globular M3. Tinga's en conte el característic «gir» en la curva de magnitut 19 del diagrama H-R a on les estreles comencen a entrar en l'etapa d'estreles jagantes del seu camí evolutiu. Lo més interessant que es pot advertir estudiant este diagrama concret és l'absència d'estreles jagantes blaves o blanques, la no existència de nanes roges i l'absència de nanes blanques. Pràcticament dos terceres parts de tot el conjunt d'estreles del cúmul es troben en la branca de les jagantes i supergigantes.

Les estreles més grans de la seqüència principal també tindran la major magnitut absoluta, i estes seran les primeres en evolucionar cap a l'etapa d'estreles jagantes. A mida que el grup envellix, les estreles de masses successivament més baixes també entraran en l'etapa d'estreles jagantes. Per lo tant, l'edat d'un sol grup de població pot medir-se buscant les estreles que acaben d'escomençar a entrar en l'etapa d'estrela jaganta. Açò forma una «curva» en el diagrama de H-R, doblant-se ràpidament cap al cantó superior dreta des de la llínea de seqüència principal. La magnitut absoluta en esta curva està lligada directament en funció de l'edat del cúmul globular, per lo que una escala d'edat es pot traçar en un eix paralel al de la magnitut.

Ademés, els cúmuls globulars es poden datar en observar les temperatures de les nanes blanques més fredes. Els resultats típics per als cúmuls globulars són que poden ser tan vells com 12.7 mil millons d'anys d'antiguetat, casi la mateixa edat que l'univers conegut. Açò contrasta en els cúmuls oberts que tenen només unes decenes de millons d'anys d'antiguetat, donant-se per assentat que es varen formar molt més vesprada de la constitució inicial de la galàxia matriu.

Les edats dels cúmuls globulars fixen un màxim en el llímit d'edat de l'univers sancer. Este llímit inferior ha segut una restricció significativa en cosmologia. Històricament, els astrònoms es varen enfrontar en càlculs d'edat de cúmuls globulars que semblaven més antics de lo que permetrien els models cosmológicos. No obstant, una millor medició dels paràmetros cosmológicos a través d'estudis en el cel profunt, com els de el Telescopi Espacial Hubble, semblen haver resolt este problema.

Els estudis evolutius dels cúmuls globulars també es poden usar per a determinar els canvis deguts a la composició inicial del gas i la pols que varen formar el cúmul. És dir, les pistes evolutives canvien en els canvis en l'abundància d'elements pesats. Les senyes obtingudes dels estudis dels cúmuls globulars s'utilisen després per a estudiar l'evolució de la Via Làctea com un tot.

En els cúmuls globulars s'observen algunes estreles conegudes com ressagades blaves, aparentment seguint la seqüència principal en direcció a les estreles més lluentes i blaves. Els orígens d'estes estreles encara no estan clars, pero la majoria dels models sugerixen que estes estreles són el resultat de la transferència de massa entre múltiples sistemes estelars que han colisionat o implosionado entre sí.

Morfologia

Elipticidad dels cúmuls globulars

Galàxia	Elipticidad
Via Làctea	0.07 ± 0.04
LMC	0.16 ± 0.05
SMC	0.19 ± 0.06
M31	0.09 ± 0.04

Archiu:Appearances can be deceptive.jpg

NGC 411 està catalogat com un cúmul globular obert.

A diferència dels cúmuls oberts, la majoria dels cúmuls globulars permaneixen gravitacionalment units per periodos de temps comparables als periodos de vida de la majoria de les seues estreles. No obstant, una possible excepció és quan les fortes interaccions de les marees gravitacionals en atres grans masses donen com resultat la dispersió de les estreles constituents.

En acabant de que s'han format, les estreles dins del cúmul globular comencen a interactuar gravitacionalment entre sí. Com a resultat, els vectores de velocitat de les estreles es modifiquen constantment i les estreles perden qualsevol vestigi de la seua velocitat original. L'interval característic per a que açò ocórrega és el temps de relaixació. Açò està relacionat en el periodo de temps característic que una estrela necessita per a creuar el cúmul, aixina com també la cantitat de masses estelars en el sistema. El valor del temps de relaixació varia segons el cúmul, pero el valor mig és de l'orde de 10⁹ anys.

Encara que els cúmuls globulars generalment apareixen de forma esfèrica, les elipticidades poden ocórrer per les interaccions de les marees gravitacionals. Els cúmuls dins de la Via Làctea i de la Galàxia de Andrómeda són típicament esferoides oblatos, mentres que els de la Gran Núvol de Magallanes són més elíptics.

Ràdios

Els astrònoms caracterisen la morfologia de cada cúmul globular per mig de la seua ràdio estàndar. Estos són el radi del núcleu («r_c»), el radi de semiluz («r_h»), i el radi de marea gravitacional (o Jacobi) («r_t»). La lluminositat general del cúmul disminuïx constantment en la distància des del núcleu, i el radi del núcleu és la distància a la que la lluminositat aparent de la superfície s'ha reduït a la mitat. Una cantitat comparable és el radi de semiluz, o la distància des del núcleu dins del com es rep la mitat de la lluminositat total del cúmul. Açò és típicament més gran que el radi del núcleu.

Tinga's en conte que el radi de semiluz inclou estreles en la part exterior del cúmul que es troba a lo llarc de la llínea de visió, per lo que els astrònoms també usaran el radi de la massa mija («r_m»): el radi del núcleu que conté la mitat de la massa total del cúmul. Quan el radi de la massa mija d'un cúmul és chicotet en relació en el tamany total, té un núcleu dens. Un eixemple d'açò és Messier 3 (M3), que té una dimensió global visible d'aproximadament 18 minuts d'arc, pero un radi de massa mija de només 1.12 minuts d'arc.

Casi tots els cúmuls globulars tenen un radi de mija llum de menys de 10 parsecs, encara que existixen cúmuls ben coneguts en ràdios molt grans (com per eixemple, NGC 2419 (R_h = 18 parsecs) i Colomer 14 (R_h = 25 parsecs)).

Finalment, el radi de marea és la distància des del centre del cúmul globular en el qual la gravitació externa pròpia de la galàxia té més influència sobre les estreles en el cúmul que el cúmul mateix. Esta és la distància a partir de la qual les estreles individuals que pertanyen a un cúmul poden ser atretes per la galàxia i perdre-se fora del cúmul. El radi de marea de M3 és d'aproximadament 40 minuts d'arc, o aproximadament 113 parsecs a una distància de 10.4 kilopársec (kpc).

Segregació, lluminositat i colapse del núcleu

En medir la curva de lluminositat d'un cúmul globular dau en funció de la distància des del núcleu, la majoria dels cúmuls de la Via Làctea aumenten constantment en lluminositat a mida que esta distància disminuïx, fins a certa distància del núcleu, i després la lluminositat es nivella. Per lo general, esta distància és d'aproximadament 1 o 2 parsecs des del núcleu. No obstant aproximadament el 20 % dels cúmuls globulars han segut somesos a un procés denominat «colapse del núcleu». En este tipo de cúmuls, la lluminositat continua aumentant constantment fins a aplegar a la regió central. Un eixemple d'un núcleu globular colapsat és el del cúmul M15.

Archiu:Heic1510a.tif

47 Tucanae: el segon cúmul globular més lluminós de la Via Làctea, despuix d'Omega Centauri.

Es creu que el colapse del núcleu ocorre quan les estreles més massives en un cúmul globular troben a les seues companyeres menys massives. En el temps, els processos dinàmics fan que les estreles individuals migren des del centre del clúster a l'exterior. Açò dona com resultat una pèrdua neta d'energia cinètica de la regió central, lo que du a les estreles restants agrupades en la regió central a ocupar un volum més compacte. Quan es produïx esta inestabilitat gravotermal, la regió central del grup s'ompli densament en estreles i el lluentor superficial aumenta. (Tinga's en conte que el colapse del núcleu no és l'únic mecanisme que pot causar dita distribució de lluminositat: un enorme forat negre en el núcleu també pot donar lloc a un aument de lluminositat). Durant un llarc periodo de temps, açò du a una concentració d'estreles massives prop del núcleu, un fenomen cridat segregació massiva.

L'efecte de calfament dinàmic dels sistemes d'estreles binarias treballa per a evitar el colapse del núcleu inicial del cúmul. Quan una estrela passa prop d'un sistema binario, l'òrbita d'este últim parell tendix a contraure's, lliberant energia. Solament en acabant de que el suministrament primordial de les binarias s'haja agotat per les interaccions, pot produir-se un colapse del núcleu més intens. Pel contrari, l'efecte dels maremotos gravitacionals quan un cúmul globular pansa repetidament a través del pla d'una galàxia espiral tendix a accelerar significativament el colapse del núcleu.

Les diferents etapes del colapse del núcleu es poden dividir en tres fases. Durant l'adolescència d'un cúmul globular, el procés de colapse del núcleu comença en estreles propenques al núcleu. No obstant, les interaccions entre els sistemes de les estreles binarias eviten un major colapse a mida que el cúmul s'acosta a la mijana edat. Finalment, les binarias centrals cessen les seues rotacions o són expulsades, lo que dona com a lloc una concentració major del núcleu.

L'interacció de les estreles en la regió del núcleu colapsat provoca la formació de sistemes binarios ajustats. A mida que atres estreles interactuen en estes binarias, aumenta l'energia en el núcleu, lo que fa que el cúmul s'expandixca novament. Com el temps promig per al colapse del núcleu és típicament menor que l'edat de la galàxia, molts dels cúmuls globulars d'una galàxia poden haver passat a través d'una etapa de colapse del núcleu, i després tornar a expandir-se.

Archiu:The stars of the Large Magellanic Cloud.jpg

El cúmul globular NGC 1854 està situat en la Gran Núvol de Magallanes.

El Telescopi Espacial Hubble ha segut utilisat per a proporcionar evidència observacional convincent d'este procés estelar de classificació de massa en cúmuls globulars. Les estreles més massives reduïxen la velocitat i es aglomeran en el núcleu del cúmul, mentres que les estreles més llaugeres guanyen velocitat i tendixen a passar més temps en la perifèria del cúmul. El cúmul globular 47 Tucanae, que es compon d'al voltant d'1 milló d'estreles, és un dels cúmuls globulars més densos del hemisferi sur. Este grup va ser somés a un estudi fotogràfic intensiu, que va permetre als astrònoms seguir el moviment de les seues estreles. Es varen obtindre velocitats precises para casi 15 000 estreles en este grup.

Un estudi de 2008 de John Fregeau de 13 cúmuls globulars en la Via Làctea mostra que tres d'ells tenen una cantitat inusualment gran de fonts de rajos X, o binarias que emeten rajos X, lo que sugerix que els cúmuls són de mijana edat. Anteriorment, estos cúmuls globulars s'havien classificat en la seua vellea perque tenien concentracions molt grans d'estreles en els seus núcleus, una atra prova d'edat utilisada pels astrònoms. L'implicació és que la majoria dels cúmuls globulars, inclosos els atres dèu estudiats per Fregeau, no estan en la seua edat mija com es pensava, sino en la seua «adolescència».

Les lluminositat globals dels cúmuls globulars dins de la Via Làctea i la Galàxia de Andrómeda es poden representar per mig d'una curva gaussiana. Esta gaussiana pot representar-se per mig d'una magnitut promig M_v i una varianza σ². Esta distribució de les lluminositat dels cúmuls globulars es diu Funció de Lluminositat del Cúmul Globular (GCLF). (Per a la Via Làctea, M_v = -7.20 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1 magnituts). La GCLF també s'ha utilisat com lluminositat promig per a medir la distància a atres galàxies, baix la suposició de que els cúmuls globulars en galàxies remotes seguixen els mateixos principis que en la Via Làctea, la qual cosa no està definitivament demostrat.

Simulacions del cos N

La computació de les interaccions entre les estreles dins d'un cúmul globular requerix resoldre lo que es denomina el problema de cos N. És dir, cada una de les estreles del cúmul interactua contínuament en les atres N -1 estreles, a on N és el número total d'estreles en el cúmul. El «cost» computacional CPU més simple per a una simulació dinàmica aumenta en proporció a N ² (cada u dels N objectes deu interactuar en parells en cada u dels atres objectes N), per lo que els requisits informàtics potencials per a simular en precisió cada cúmul poden ser enormes. Un método eficient de simulació matemàtica de la dinàmica del cos N d'un cúmul globular es fa subdividiendo en chicotets volums i rancs de velocitats i usant provabilitats per a descriure les ubicacions de les estreles. Els moviments es descriuen després per mig d'una fòrmula anomenada Equació de Fokker-Planck. Açò es pot resoldre per mig d'una forma simplificada de l'equació, o eixecutant la denominada simulació de Mont Carlo i usant valors aleatoris. No obstant, la simulació es torna més difícil quan s'inclouen els efectes dels sistemes binarios d'estreles i l'interacció en les forces de gravitació externes (com succeïx en la Via Làctea).

Els resultats de les simulacions han demostrat que les estreles poden seguir camins inusuals a través del cúmul, a sovint formant bucles i, a sovint, caent més directament cap al núcleu que una estrela sola orbitando al voltant d'una massa central. Ademés, per les interaccions en atres estreles, que produïxen un aument de la velocitat, algunes de les estreles obtenen suficient energia per a escapar del cúmul. Durant llarcs periodos de temps, açò donarà com resultat un malbarat del cúmul, en un procés denominat evaporament. L'escala de temps típica per al malbarat complet d'un cúmul globular és de 10¹⁰ anys. En 2010, va ser possible calcular directament, estrela per estrela, simulacions del cos N d'un cúmul globular a lo llarc de la seua vida.

Les estreles binarias formen una porció significativa de la població total de sistemes estelars, en fins a la mitat de totes les estreles que existixen en un conjunt galàctic. Les simulacions numèriques dels cúmuls globulars han demostrat que les binarias poden obstaculisar i inclús revertir el procés de colapse del núcleu en els cúmuls globulars. Quan una estrela en un grup té una trobada gravitacional en un sistema binario, un possible resultat és que el binario s'unix més fortament i agrega energia cinètica a l'estrela solitària. Quan les estreles massives en el grup s'acceleren en este procés, es reduïx la contracció en el núcleu i es llimita el colapse del mateix.

El destí final d'un cúmul globular deu ser acréixer el número d'estreles en el seu núcleu, causant la seua contracció constant, o be la solsida gradual d'estreles de les seues capes externes fins a la seua completa dissolució.

Estats intermijos

Archiu:Globular Cluster M10.jpg

Messier 10 es troba a uns 15 000 anys llum de la Terra, en la constelació d'Ofiuco.

La distinció entre tipos de cúmuls no sempre està clara, i s'han trobat objectes que borren les llínees entre les diferents categories. Per eixemple, BH 176 en la partix sur de la Via Làctea té propietats a mig camí entre un cúmul obert i un de globular.

En 2005, els astrònoms varen descobrir un tipo de cúmul estelar completament nou en la galàxia de Andrómeda, que és, en certa manera, molt similar als cúmuls globulars. Els cúmuls recent trobats contenen centenars de mils d'estreles, una cantitat similar a la que es troba en els cúmuls globulars. Dits cúmuls compartixen atres característiques en els cúmuls globulars com són les poblacions estelars i la seua metalicitat. Lo que els distinguix dels cúmuls globulars és que són molt més grans, varis centenars d'anys llum de diàmetro i centenars de voltes menys densos. Les distàncies entre les estreles són, per lo tant, molt majors dins dels cúmuls estesos recentment descoberts. Paramétricamente, estos grups es troben en alguna posició intermija entre un cúmul globular i una galàxia elíptica nana.

Encara no se sap cóm es generen estos «conglomerats», pero la seua formació podria estar relacionada en la dels cúmuls globulars, perque M31 té tals agrupacions, mentres que la Via Làctea no, o be no es coneixen. També es desconeix si atres galàxies contenen este tipo de cúmuls, pero seria molt poc provable que M31 siga l'única galàxia en este tipo de cúmuls estesos.

Recentment s'ha descobert que algunes agrupacions estelars massives de forma esfèrica, donada la seua composició química i la diferència d'edats en la seua formació estelar, no són realment cúmuls globulars en el sentit estricte de la paraula. Aixina succeïx en Terzan 5 que forma part d'una disgregació del bulbo de la Via Làctea pero no és estrictament un cúmul globular 'per es', sino un conjunt disgregado del centre galàctic que encara no es comprén ben cóm s'ha pogut mantindre aïllat del centre de gravetat de la nostra galàxia.

Trobades gravitacionals

Quan un cúmul globular té una trobada propenca en una massa gran, com la regió central d'una galàxia, se somet a una interacció de marea gravitacional. La diferència en l'atracció de la gravetat entre la part del cúmul més propenca a la massa i l'atracció en la part més alluntada del cúmul dona com resultat una força de marea. Un «choc de marea» ocorre cada volta que l'òrbita d'un cúmul ho du a través del pla d'una galàxia.

Com a resultat d'un choc de marea, les corrents d'estreles poden separar-se del halo del cúmul, deixant solament la part central d'est. Estos efectes d'interacció de les marees generen coes d'estreles que poden estendre's fins a varis graus d'arc de distància del centre del cúmul globular. Estes chorrada de coa solen precedir i seguir al cúmul a lo llarc de la seua òrbita. Les coes poden acumular porcions significatives de la massa original del cúmul i poden formar agrupacions de característiques similars.

El cúmul globular Colomer 5, per eixemple, està prop del ápside de la seua òrbita despuix de travessar la Via Làctea. Les corrents d'estreles s'estenen cap a la part davantera i atrassera del camí orbital d'este cúmul, estenent-se a distàncies de 13 000 anys llum. Les interaccions de les marees gravitacionals han eliminat gran part de la massa de Colomer 5 i s'espera que atres interaccions, a mida que passa a través del núcleu galàctic, la transformen en una llarga corrent d'estreles orbitando el halo de la Via Làctea.

Les interaccions de les marees agreguen energia cinètica a un cúmul globular, aumentant dràsticament la taxa de malbarat i reduint el tamany del cúmul. No només el choc mareal elimina les estreles externes d'un cúmul globular, sino que aumenta la dilució accelerant el procés de colapse del núcleu. El mateix mecanisme físic pot estar funcionant en les galàxies elíptiques nanes, com en el cas de la chicoteta Sagitario, que sembla estar sofrint una interrupció de les marees per la seua proximitat a la Via Làctea.

Òrbites

Hi ha molts cúmuls globulars en un moviment retrògrat al voltant de la Via Làctea. Un cúmul globular d'enorme velocitat va ser descobert al voltant de Messier 87 en 2014, en una velocitat superior a la velocitat d'escape de M87. Dita velocitat d'escape per damunt de lo normal, alluntant el cúmul de la galàxia a una velocitat superior a la prevista, només pot ser explicat per l'impuls causat per un choc de marea gravitacional, pero es desconeix el per qué hi ha cúmuls que seguixen una òrbita retrògrada al moviment normal d'una galàxia, si be, com és obvi, té que tindre com a orige la constitució inicial del conjunt, en els inicis de la mateixa formació de l'Univers conegut.

Planetes

Els astrònoms estan buscant exoplanetes en les estreles dels cúmuls globulars.

En 2000, es varen anunciar els resultats d'una busca de planetes jagants en el cúmul globular 47 Tucanae. La falta de descobriments exitosos sugerix que l'abundància d'elements (distints del hidrogen o del heli) necessaris per a constituir estos planetes podria necessitar a lo manco un 40 % de l'abundància dels elements primaris que donen lloc a estreles com el Sol. Els planetes com la Terra estan constituïts per elements pesats com el silici, el ferro i el magnesi. La molt baixa abundància d'estos elements en els cúmuls globulars significa que les estreles tenen una provabilitat molt més baixa d'estajar planetes en massa terrestre, en comparació a les estreles propenques al Sol. Per lo tant, és improvable que la regió del halo de la Via Làctea, inclosos els membres dels cúmuls globulars, alberguen planetes habitables.

A pesar de la menor provabilitat de formació de planetes jagants, tals tipos d'objectes s'han trobat en el cúmul globular Messier 4. Este planeta es va detectar orbitando un púlsar en el sistema de l'estrela binaria PSR B1620-26. l'excentricitat orbital i altament inclinada del planeta sugerix que va poder haver segut format al voltant d'una atra estrela en el grup i després va ser «intercanviada» a la seua disposició actual. La provabilitat de trobades propenques entre estreles en un cúmul globular pot destruir els sistemes planetaris, alguns dels quals es lliberen per a convertir-se en planeta flotants. Inclús els planetes en òrbita propencs poden vore's afectats, lo que pot conduir a una decaiguda orbital i un aument en l'excentricitat orbital i a los efectos de les marees gravitacionals.

Referències

Fonts generals

• NASA Astrophysics Data System posseïx una colecció molt completa d'artículs de la major part de les revistes d'astrofísica i de moltes conferències.
• SCYON és una revista de novetats recents dedicada als cúmuls globulars.
• MODEST és una colaboració de científics de tot lo món que treballen en l'estudi de cúmuls globulars d'estreles.

Llibres

• The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics, Cambridge University Press. ISBN 0-521-77486-1.

Artículs de revistes

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