La Galaxia - Uruguay Educa
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LA GALAXIA El Sol y todo el Sistema Solar son un punto insignificante sumergido en nuestra Galaxia, un verdadero universo-isla formado por miles de millones de estrellas y grandes cantidades de materia interestelar. Desde la Tierra tenemos una perspectiva interior de la Galaxia, que se manifiesta en la tenue banda luminosa que atraviesa la noche y le denominamos Vía Láctea. La astronomía moderna ha descubierto en la Galaxia una estructura algo más compleja que los modelos esquemáticos de Kant o Herschel. Suelen distinguirse tres partes: el disco, el bulbo y el halo. En los párrafos siguientes comentamos las propiedades fundamentales de cada una de estas partes. El disco galáctico El disco galáctico consiste en una distribución circular y aplanada de estrellas, entre las cuales está el Sol. En cierto modo, el disco podría identificarse con las descripciones sencillas que los científicos antiguos formularon para toda la Galaxia. El disco es de unos 80.000 años luz de diámetro (25 kpc), mientras que su grosor es del orden de 2.000 años luz (600 pc). El Sol está ubicado casi exactamente en el plano de simetría del disco, y a una distancia de unos 27.000 años luz (8.500 pc) del centro. Nos separa, pues, del centro de la Galaxia una distancia casi equivalente a dos tercios del radio del disco. El disco galáctico contiene no sólo estrellas, sino también una cierta cantidad de materia interestelar en forma de gas y polvo. Las estrellas se hallan tanto aisladas como en agrupaciones estelares. La materia interestelar cuenta con una componente muy tenue y difusa, y con otra condensada en forma de nebulosas de varios tipos. La variedad de objetos que pueblan el disco se tratará en detalle en los capítulos siguientes. La forma aplanada del disco galáctico sugiere que se trata de una estructura en rotación. En efecto, todos los objetos que contienen giran alrededor del centro de la Galaxia siguiendo órbitas confinadas en el plano galáctico y aproximadamente circulares. En un disco rígido en rotación (como por ejemplo en un disco fonográfico), todos los puntos se mueven con la misma velocidad angular, esto es, todos ellos tardan lo mismo en completar una vuelta con independencia de su distancia al centro. El disco galáctico no rota como un objeto rígido, sino que la velocidad angular decrece según crece la distancia al centro: se dice que el disco presenta rotación diferencial. Este comportamiento, gobernado por la ley de la gravitación universal y por la distribución de las masas en la Galaxia, implica que las estrellas situadas más cerca del centro que el Sol adelantan a nuestra estrella en su movimiento, mientras que el Sol deja atrás las estrellas ubicadas hacia el exterior. A la distancia del centro a la que se halla el Sol, la velocidad de desplazamiento de las estrellas en sus órbitas es de unos 220 km/s. Esto implica que el Sol necesita unos 250 millones de años para completar una vuelta. Este intervalo de tiempo recibe a veces el nombre de año galáctico. Hace un año galáctico, la Tierra atravesaba el período carbonífero y los dinosaurios ni siquiera habían aparecido aún. Desde su nacimiento, el Sol ha completado unas 20 vueltas a la Galaxia y es, por tanto, un feliz jovenzuelo de 20 años galácticos de edad. Las teorías de evolución estelar predicen que el Sol se encuentra ahora en la mitad de su vida y, así, morirá sin haber llegado a la edad de 50. La velocidad del movimiento solar permite evaluar la masa total contenida dentro de la órbita del Sol, aplicando la ley de la gravitación universal. El resultado es que la Galaxia tiene una masa del orden de 100.000 millones de soles contenida en un círculo de radio igual al de la órbita solar. Como la Galaxia se extiende más allá del Sol, no hay duda de que su masa es aún mayor. Estimaciones recientes la sitúan en 200.000 millones de masas solares, aunque luego veremos que la masa total real de la Galaxia podría rebasar esta cifra con creces. Entre los diferentes tipos de galaxias que pueblan el universo, la nuestra corresponde al grupo de las espirales. El rasgo característico más destacado de las espirales es, como su nombre lo indica, la presencia de un patrón de brazos espirales en el disco. Que nuestra Galaxia cuenta con brazos espirales es un hecho observacional bien fundamentado. Aunque el aspecto de la Vía Láctea no permita intuir la forma de estos brazos, técnicas sofisticadas como la radioastronomía o la determinación de distancias a asociaciones estelares y a cúmulos estelares abiertos o a estrellas masivas han permitido trazar la estructura de los brazos en el entorno solar, y seguir a grandes rasgos su aspecto hasta grandes distancias. Las teorías de más éxito para explicar la estructura espiral de las galaxias, interpretan los brazos como ondas de densidad que se propagan entre los objetos del disco galáctico igual que las olas en la superficie del agua. El bulbo y el núcleo El bulbo galáctico es una concentración de estrellas aproximadamente esférica, de varios centenares de años luz de diámetro. Su existencia no resulta obvia cuando se observa el cielo visualmente, pero se deduce de manera segura a partir de estudios detallados de movimiento de estrellas en la dirección del centro galáctico, y por observaciones en bandas espectrales para las que el medio interestelar es transparente. Algunas observaciones fotométricas y de recuentos estelares, así como ciertos análisis del movimiento de la Galaxia en sus regiones centrales, sugieren que tal vez habitemos una espiral barrada. Esta barra tendría una longitud de unos 5 kpc (15.000 años luz) y estaría poco inclinada respecto de la visual (unos 10 grados, aunque algunos autores llegan a proponer una inclinación de hasta 45 grados). Con una masa del orden de 1010 masas solares, esta posible barra actuaría sobre el gas circundante y proporcionaría una explicación satisfactoria a muchos de los fenómenos de actividad observados en las cercanías del núcleo de la Galaxia. Sin embargo, la hipótesis de la barra no está exenta de dificultades y existen teorías alternativas para explicar algunos rasgos del comportamiento del gas en el centro del bulbo, como la existencia de un anillo de gas molecular en expansión. El bulbo aloja, en su parte central, uno de los lugares más misteriosos de la Galaxia: el núcleo. El núcleo galáctico se encuentra en la constelación de Sagitario. La luz visible que proviene del mismo queda del todo oscurecida por la materia interestelar interpuesta, que hace disminuir en nada menos que 30 magnitudes el brillo de los objetos situados allí. Pero las observaciones en el infrarrojo y en ondas de radio demuestran que el centro de la Galaxia es una zona muy activa y densamente poblada de estrellas. Los 500 pc (1500 años luz) centrales de la Galaxia están ocupados por una nube densa de gas molecular que emite hasta el 10 % del total de la luminosidad infrarroja de la Galaxia. Los estudios radioastronómicos de esta región indican que contiene alrededor de 7x107 masas solares en gas molecular, el cual parece provenir de las regiones circundantes de la Galaxia. Esta masa gaseosa se encuentra en agitación continua, con una rotación superpuesta a movimientos irregulares radiales y verticales. Los 100 pc (300 años luz) centrales de la Galaxia contienen plasma caliente que emite cierta cantidad de radiación en forma de rayos X, lo cual indica una elevada temperatura del material, causada al parecer por eventos energéticos sucedidos en el centro galáctico en el pasado, tales como brotes violentos de formación estelar. Aunque pueda parecer extraño, el centro galáctico genera estrellas nuevas. En efecto, del gas que ingresa en la región procedente del disco galáctico, entre 0,3 y 0,6 masas solares se invierten en formación estelar cada año, en tanto que de 0,03 a 0,1 masas solares son eyectadas anualmente en forma de vientos galácticos, y de 0,03 a 0,05 masas solares por año caen hacia el núcleo compacto de la Galaxia. Se han observado diversos cúmulos compactos de estrellas jóvenes, con multitud de miembros masivos, en las cercanías del centro mismo de la Galaxia. En el centro exacto de la Galaxia se halla una intensa radiofuente compacta, de apariencia estelar, pero que emite grandes cantidades de energía. No en vano, esta radiofuente compacta llamada Sagittarius A* (donde el asterisco simboliza el aspecto estelar de la fuente) es uno de los objetos más brillantes del firmamento observado en radio. Todo el entorno de Sagittarius A* muestra violentos movimientos estelares y de gas que señalan la existencia de un objeto central masivo con unas dimensiones de algunas unidades astronómicas. La emisión de esta fuente compacta es de un centenar de luminosidades solares en ondas de radio y en rayos X, mientras que está mal acotada en el infrarrojo: a pesar de estar situada en una región emisora en el infrarrojo, la fuente compacta Sagittarius A* no cuenta con una contrapartida brillante en esta banda de longitudes de onda. Los modelos propuestos para explicar el funcionamiento de Sagittarius A* se enfrentan a dificultades observacionales y teóricas, pero todos coinciden en describir el objeto como un objeto masivo que engulle gas de su entorno, una versión reducida de los brillantes núcleos de las galaxias activas. Gracias a las nuevas generaciones de detectores y telescopios, es de esperar que los datos observacionales (en especial en el infrarrojo) aporten luz nueva sobre la naturaleza de este objeto en un futuro muy cercano. El modelado teórico resulta complejo, puesto que las predicciones de los cálculos dependen de multitud de parámetros, tales como el tamaño y la forma del objeto, el ritmo de acreción, la eficacia del mecanismo de radiación, la opacidad de la fuente y el medio, la geometría de la acreción, la introducción o no de efectos relativistas o la consideración de la rotación en los modelos de agujeros negros. La mayoría de los estudiosos de la zona suponen que Sagittarius A* es un agujero negro supermasivo (tal vez de varios millones de masas solares) sobre el cual cae materia procedente de su entorno. Sin embargo, las estimaciones de la masa del objeto son muy dispares y abarcan el intervalo desde apenas mil hasta varios millones de masas solares. Algunos autores discrepan fuertemente de la necesidad de introducir un agujero negro en el modelo arguyendo, entre otras razones, que los efectos de marea de semejante objeto impedirán la formación estelar que se observa en la zona. Con todas las precauciones debidas en temas candentes de debate en astrofísica, el modelo más aceptado en la actualidad describe Sagittarius A* como un agujero negro de un millón de masas solares que emite energía gracias a la acreción de una masa equivalente a entre 10-10 y 10-4 masas solares por año. El halo y la materia oscura Rodeando el disco galáctico y extendiéndose más allá del mismo, se halla la tercera componente de la Galaxia: el halo. La forma del halo es casi esférica y sus límites están mal definidos. Está ocupado por una distribución poco densa de estrellas aisladas y de estrellas agrupadas en cúmulos globulares. El halo apenas contiene material gaseoso. Las estrellas y los cúmulos que conforman el halo se mueven en órbitas muy elípticas alrededor del centro de la Galaxia. En contraste con el orden aplanado y circular que reina en el tráfico estelar del disco, las órbitas de los objetos del halo presentan gran variedad de excentricidades y orientaciones respecto del plano de simetría de la Galaxia. Todas estas órbitas intersectan el disco galáctico, de lo que se deduce que algunos de los astros que observamos en el entorno solar no pertenecen en realidad al disco, sino que son estrellas del halo en tránsito a través del plano galáctico. Estos intrusos se distinguen de las estrellas genuinas del disco por su comportamiento cinemático, que hace que muestren enormes movimientos respecto del Sol. No en vano, se las conoce con el nombre de estrellas de alta velocidad (high velocity stars). Tal y como se comentó más arriba, el análisis de la curva de rotación de la Galaxia y de otros universos-isla indica que ha de existir materia oscura distribuida de manera más o menos simétrica en torno a los discos galácticos hasta distancias grandes de sus centros. Los halos galácticos conviven, por tanto, con este material invisible, el cual podría de hecho extenderse hasta distancias muchísimo más grandes. Los datos sugieren la existencia de una corona de materia que envolvería la Galaxia y se extendería hasta distancias del orden de 300.000 años luz (100.000 pc). Lo más intrigante de esta posible corona de materia es que sólo se hace manifiesta a través de sus efectos gravitatorios sobre las órbitas de las estrellas, pero no es visible por sí misma: se trata de la misteriosa materia oscura que, para pesadilla de los astrónomos, aparece en diferentes contextos de la astronomía moderna. Se han sugerido diferentes candidatos que podrían constituir esta materia invisible. Entre las propuestas se encuentran cuerpos bastantes vulgares, pero también objetos de lo más exótico. Hay quien ha sugerido que la materia oscura podría estar compuesta de planetas de distintos tamaños, bien de tipo rocoso o de tipo joviano. Otra alternativa la constituyen las enanas marrones, objetos gaseosos que no cuentan con masa suficiente como para iniciar reacciones nucleares en sus interiores. A veces se han mencionado los microagujeros negros, grandes cantidades de estrellas de neutrones o cantidades aún mayores de estrellas poco masivas. Observación y teoría parecen descartar casi todas estas posibilidades, y sólo las estrellas poco masivas o las enanas marrones tienen aún probabilidades de constituir una fracción significativa de la materia oscura, aunque recientemente algunos autores han propuesto que las nubes de hidrógeno atómico podrían constituir parte de la materia no detectada. Bien pudiera ser que la materia oscura no se encontrara en forma de objetos condensados, sino como partículas subatómicas libres. Con frecuencia se menciona el neutrino como la partícula más prometedora para constituir el grueso de la materia oscura. Sin embargo, esta posibilidad depende de la masa de estas partículas: en 1988 se confirmó que el neutrino posee una masa en reposo no nula, pero está por ver si esta masa será suficiente para convertir al neutrino en la mejor explicación del problema de la materia invisible. Otros científicos defienden opciones más exóticas, como partículas masivas y débilmente interactivas (WIMP: weakly interacting massive particles), las cuales presentan ciertas ventajas desde el punto de vista cosmológico, pero jamás han sido observadas hasta el momento. LOS OBJETOS QUE PUEBLAN LA GALAXIA La galaxia está formada por gran variedad de objetos de diferentes tipos: estrellas pertenecientes a diversas poblaciones, gas en distintas formas y estados y agrupaciones estelares. Su estudio permite descubrir sus interrelaciones y, también, alcanzar conclusiones sobre el origen y la historia de la Galaxia. El polvo interestelar: nebulosas de reflexión y de absorción El polvo interestelar está compuesto por partículas sólidas de menos de un micrómetro de tamaño y con densidades de alrededor de 0,5 g/cm3. A la vista de las minúsculas dimensiones de los granos de polvo, habría sido más lógico llamar a esta componente del medio interestelar humo. La composición de los granos es difícil de precisar, aunque diversos indicios apuntan a que deben estar formados sobre todo por compuestos de hidrógeno con carbono. Silicatos y algunas sustancias volátiles (agua entre ellas) pueden estar presentes también en el polvo interestelar. El polvo se distribuye en una componente difusa, extendida por todo el disco de la Galaxia, a la que se superponen condensaciones pulverulentas de distintos tamaños y densidades, desde los cirros interestelares (de centenares de pc) hasta los densos glóbulos de Bok (de menos de 1 pc). La temperatura típica de las partículas de polvo es de unos – 150 grados centígrados. El polvo suele no presentarse aislado: sobre todo en las regiones de mayor densidad de polvo, éste aparece asociado a nubes gaseosas de hidrógeno molecular o atómico. La existencia del polvo interestelar fue puesta de manifiesto alrededor de 1930 por Roberto Trumpler a través del estudio de cúmulos estelares lejanos. El polvo interestelar absorbe la luz de las estrellas. Esta absorción o extinción interestelar es la responsable de que la visibilidad desde la Tierra, ubicada en el plano galáctico, esté muy limitada en las longitudes de onda visibles. La extinción va acompañada del enrojecimiento de la luz: por cada magnitud perdida en la banda visible, el índice de color B-V aparente de las estrellas se incrementa en 0,3 magnitudes. Esto quiere decir, simplemente, que el polvo interestelar absorbe con más eficacia la luz de longitudes de onda corta (azul) que las longitudes de onda largas (verde o rojo). Así, el polvo resulta casi transparente en el infrarrojo, y aún más en ondas de radio. El polvo interestelar se concentra con fuerza en el plano galáctico. Por esta razón, las observaciones en direcciones perpendiculares al plano galáctico casi no se ven afectadas, en tanto que la visibilidad dentro del plano galáctico padece un índice de absorción que, en promedio, se calcula en una magnitud por cada kilopársec de distancia recorrida. Esta aproximación es bastante grosera, pues el índice de absorción real en una dirección determinada depende en gran medida de la estructura, siempre irregular, de las nubes del polvo situadas a lo largo de la visual. A veces ocurre que una estrella o un grupo de ellas iluminan una parte del polvo interestelar que las circunda. Los granos de polvo reflejan parte de la luz de las estrellas y dan lugar a la aparición de aureolas brillantes conocidas como nebulosas de reflexión. Las nebulosas de reflexión tienen colores semejantes a los de las estrellas que las iluminan (si bien tienden a ser algo más azuladas) y sus espectros presentan, como es de esperar, un aspecto determinado por las estrellas sumergidas en el polvo. Las nebulosas de reflexión más conocidas son las que rodean al cúmulo estelar de las Pléyades y la que se registra fotográficamente alrededor de la estrella Antares. Algunas nubes de polvo particularmente densas se observan proyectadas contra fondos estelares ricos o sobre nebulosas brillantes, lo que las hace destacar como nebulosas oscuras, también llamadas nebulosas de absorción. Aunque existen otros ejemplos, la nebulosa de absorción más famosa es la llamada Saco de Carbón, en la constelación de la Cruz del Sur. La nebulosa Cabeza de Caballo, en Orión, constituye otro ejemplo de nebulosa de absorción. El gas interestelar: nebulosas de emisión La mayor parte del medio interestelar está formada por gas, esencialmente gas hidrógeno en distintos estados. A pesar de constituir el grueso de la materia que se encuentra entre las estrellas, el gas afecta poco a las observaciones astronómicas porque no causa extinción en la luz de las estrellas. El gas interestelar sólo se observa a través de sus emisiones o absorciones en líneas espectrales concretas. Estas líneas espectrales se encuentran en diferentes regiones del espectro, dependiendo del estado físico del gas en cuestión. El gas interestelar se puede encontrar en nubes de tres tipos distintos: nubes moleculares, nubes de hidrógeno neutro (también llamadas regiones H l) y nubes de hidrógeno ionizado (llamadas regiones H ll). Además, existe una cierta cantidad de gas difuso entre las nubes y las estrellas. Las nubes moleculares constituyen una fracción considerable del gas presente en el disco de la Galaxia, tal vez el 50 % de la masa total, aunque ocupen solamente un 2 % del volumen de la Galaxia. Consisten en grandes acumulaciones de entre miles y varios cientos de miles de masas solares, a temperaturas muy bajas (del orden de 20 grados por encima del cero absoluto) y con una densidad promedio bastante elevada, de 100 a 10.000 partículas por cm3. Se estima que existen varios millares de tales nubes en la Galaxia. El principal componente de las nubes moleculares es el hidrógeno molecular, H2, aunque están presentes también muchas otras sustancias, como CH, CN, CO, OH, CS, SiO, etcétera. Las nubes moleculares suelen contener una cierta fracción de polvo (alrededor del 1 %), sobre todo en sus núcleos más densos, donde la abundancia de partículas es miles de veces más alta que el promedio consignado más arriba, y donde las temperaturas son aún menores. A pesar de que el hidrógeno molecular es el componente principal de las nubes moleculares, éstas suelen estudiarse gracias a otros compuestos químicos, porque el H2 no emite radiaciones detectables. Las zonas más densas de las nubes moleculares son lugares de formación estelar activa. Las nubes de hidrógeno neutro, en las que el hidrógeno se encuentra no en forma de moléculas (H2) sino como átomos aislados (H), se extienden por todo el plano de la Galaxia. No obstante, su estudio sólo es posible a través de observaciones espectroscópicas en el ultravioleta o en ondas de radio. El análisis radioeléctrico de estas nubes ha permitido estudiar la estructura de la Galaxia hasta grandes distancias. Los astrónomos suelen representar el hidrógeno neutro con el símbolo “H l”, donde la letra H significa hidrógeno, y el número romano l indica que el átomo no está ionizado. Las condiciones físicas típicas en las regiones H l implican densidades promedio del orden de un átomo por cm3, aunque existen grandes heterogeneidades y zonas bastante más densas que pueden alcanzar 10 o 100 veces este valor. Las temperaturas características de las nubes de hidrógeno atómico rondan los 100 grados por encima del cero absoluto y contienen cantidades de gas equivalentes a 100-500 masas solares. Las nubes de hidrógeno neutro constituyen la mitad de la masa del medio interestelar. La componente del medio interestelar más fácilmente observable es la que adopta la forma de nubes de hidrógeno ionizado, simbolizado “H ll”, donde el número romano ll indica que el átomo de hidrógeno ha perdido su único electrón. Para que el hidrógeno se ionice se requieren temperaturas elevadas. Este calentamiento del gas es inducido por estrellas jóvenes, brillantes y masivas, de tipos espectrales tempranos, especialmente cuando estas estrellas se hallan en grupos. Como tales tipos de estrellas son poco frecuentes, las regiones H ll son escasas y constituyen apenas el 1 - 5 % del total del gas interestelar. Las temperaturas características de las regiones H ll rondan los 10.000 grados. A estas temperaturas, los átomos se desprenden de sus electrones y permanecen en ese estado por unos cuantos siglos, tras los cuales el núcleo atómico vuelve a capturar un electrón, proceso en el cual se emite luz en determinadas líneas espectrales bien definidas, que hacen visible la nebulosa y le confieren su coloración rosada característica observable sólo en fotografías. Las regiones H ll son los ejemplos clásicos de nebulosa difusa visible con telescopios de aficionado. Las regiones H ll constituyen estadios avanzados del proceso de formación estelar que se inicia en el seno de las grandes nubes moleculares. Cuando las estrellas jóvenes y masivas comienzan a radiar energía en el seno de las nubes moleculares, la presión de la radiación disipa el gas y el polvo de su entorno, disocia las moléculas de hidrógeno e ioniza los átomos resultantes. Entonces, la región H ll nacida en el seno de la gran nube molecular se hace visible con todo su esplendor. Con frecuencia, las regiones H ll están asociadas a fragmentos de nube molecular fría y a condensaciones de polvo (nebulosas de absorción y reflexión) vinculadas a las zonas donde la formación estelar aún está activa. El ejemplo más espectacular de este tipo de complejo de gas molecular, gas ionizado, polvo y estrellas jóvenes tal vez sea la gran nebulosa de Orión (M42). Otros tipos de nebulosas: planetarias y remanentes de supernova El medio interestelar contiene otros tipos de nebulosas muy distintos a los comentados hasta ahora. Las clases de nubes interestelares relacionadas con al polvo o con el gas hidrógeno en estado primordial (no procesado en el interior de las estrellas) son de una naturaleza totalmente distinta a los objetos nebulares conocidos como nebulosas planetarias y remanentes de supernova. Si las nubes moleculares y las regiones H ll están relacionadas con el nacimiento de las estrellas y las primeras etapas de sus vidas, las nebulosas planetarias y los remanentes de supernova se vinculan a todo lo contrario: las etapas finales de las vidas de estrellas de masas diversas. La naturaleza de este tipo de nebulosas se explica en los capítulos de esta obra dedicados al estudio de la evolución estelar. CÚMULOS DE ESTRELLAS Las modernas teorías de formación y evolución estelar afirman que las estrellas surgen en el seno de las nubes de gas que pueblan el disco de la Galaxia. Tanto la propia teoría como las observaciones demuestran que las estrellas casi nunca nacen aisladas: una misma nube gaseosa da lugar al nacimiento de multitud de ellas. Cuando la radiación de las estrellas recién nacidas disipa los restos del gas, queda al descubierto un conjunto de astros que tienen la misma edad y la misma composición química, y ocupan posiciones muy cercanas unos a otros en el espacio. Tal conjunto constituye una agrupación estelar. Según las condiciones en que se produce el nacimiento de la agrupación, las estrellas resultantes pueden quedar vinculadas entre sí unas a las otras por su atracción gravitatoria y constituir un sistema ligado conocido como cúmulo estelar. El carácter ligado de los cúmulos hace que puedan sobrevivir durante muchos millones de años como objetos distinguibles de la población de estrellas aisladas diseminadas por la Galaxia, las llamadas estrellas de campo. Si, por el contrario, las condiciones de nacimiento de la agrupación estelar son tales que las estrellas no quedan ligadas gravitatoriamente por su atracción mutua, entonces se habla de asociación estelar. Las asociaciones estelares se disipan en pocos millones de años, a medida que sus astros constituyentes se mezclan con las estrellas de campo. Existen dos tipos de cúmulos estelares: los cúmulos globulares y los cúmulos abiertos o dispersos. Ambas clases de objetos presentan características muy distintas, y pasamos a continuación a estudiarlos por separado. Cúmulos globulares Los cúmulos globulares son las agrupaciones estelares características del halo de la Galaxia. Como vimos en los capítulos anteriores, el halo está formado por estrellas rojizas y constituye la parte más antigua de la Galaxia. Las estrellas de los cúmulos globulares comparten, cómo no, estas características. Este tipo de objetos se distribuye por todo el halo de la Galaxia y se mueve alrededor del núcleo galáctico en órbitas similares a las seguidas por las estrellas individuales del halo: orientadas al azar con respecto al plano del disco, y con excentricidades muy elevadas. La distribución de cúmulos globulares alrededor del centro de la Galaxia permitió a Shapley en 1918 demostrar que el Sol está muy alejado del núcleo de nuestro universo-isla. Los cúmulos globulares reciben este nombre por su perfecta simetría esférica. Contienen cantidades enormes de estrellas, entre cien mil y varios millones, dispuestas en una estructura globular mucho más densa en el centro que en los bordes. El tamaño típico de un cúmulo globular es de unos 40 pc (130 años luz). Como el resto del halo, los cúmulos globulares están totalmente libres de gas y polvo. El estudio del brillo y colores de estos objetos demuestra que son viejos, tal vez las estructuras individuales más antiguas observables en la Galaxia, con edades que superan con mucho los mil millones de años. Se conocen más de cien cúmulos globulares pertenecientes al halo de nuestra Galaxia. Los cúmulos globulares poseen densidades de estrellas enormes, sobre todo en regiones centrales. Un cúmulo globular normal contiene una densidad promedio de una estrella por cada 10 años luz cúbicos, mientras que la densidad central puede alcanzar 30 estrellas en un año luz cúbico. Esta enorme densidad estelar es la causa de que los núcleos de los cúmulos globulares más ricos resultaran irresolubles mediante los telescopios convencionales, por lo que sus estrellas individuales sólo han podido ser separadas mediante las técnicas modernas de óptica adaptativa y utilizando el telescopio espacial. Este último instrumento, en concreto, ha permitido por primer vez resolver por completo los centros de algunos globulares y llegar a ver a través de ellos: así se dispone de los primeros perfiles completos de densidad estelar extendidos hasta el mismo centro de estos objetos, circunstancia que redunda en beneficio de los estudios de estructura y evolución dinámica de este tipo de agrupaciones estelares. La gran densidad de estrellas en el centro de los cúmulos globulares induce toda una serie de interacciones gravitatorias entre las mismas, las cuales pueden conducir a la colisión física de astros con cierta frecuencia, un fenómeno literalmente imposible en las zonas normales de la Galaxia. La colisión de estrellas es uno de los mecanismos propuestos para aclarar el misterio de las estrellas rezagadas azules (blue stragglers), uno de los asuntos más controvertidos en el área de estudio de las agrupaciones estelares y de la evolución estelar en los últimos tiempos. El hecho de poseer masas tan inmensas y densidades tan elevadas es una de las razones por las que los cúmulos globulares son tan longevos: la enorme densidad los hace muy resistentes a las perturbaciones gravitatorias externas. A ello se une el hecho de que estos objetos habitan las regiones del halo galáctico durante la mayor parte de sus vidas, ingresando en el plano sólo de vez en cuando, lo cual limita el efecto disgregador ejercido por las mareas galácticas. Los cúmulos globulares pierden estrellas (y, por tanto, masa) a través de dos mecanismos principales: la expulsión dinámica de astros debido a interacciones gravitatorias en el seno de la agrupación, y la evolución estelar. La evolución de los cúmulos globulares bajo el efecto de las interacciones gravitatorias de sus estrellas constituyentes puede llevar con el paso del tiempo a su disgregación, pero para ello serían necesarios períodos de tiempo extremadamente largos, mayores que la edad del universo. Aun así, la expulsión dinámica de miembros es un efecto que debe ser considerado al trazar las vidas de estas agrupaciones estelares. Cúmulos abiertos Los cúmulos abiertos, también llamados cúmulos galácticos o cúmulos dispersos, son las agrupaciones estelares más abundantes en el disco de la Galaxia. Estos objetos son muy distintos a los cúmulos del halo por diversas razones. Ante todo, se trata de conjuntos de estrellas mucho más pobres, formados por centenares de astros, o varios miles a lo sumo, si bien no escasean los que apenas reúnen unas decenas. Se conocen unos 1600 cúmulos abiertos en el entorno solar, lo que permite extrapolar y estimar que su número total en la Galaxia ronda varias decenas de millares. Los tamaños de los cúmulos abiertos comprenden entre 2 y 20 pc (de 7 a 70 años luz), y sus edades abarcan un intervalo amplio, desde los cúmulos extremadamente jóvenes, con apenas un millón de años de edad, hasta los más viejos, de varios miles de millones de años. A pesar de la existencia de cúmulos abiertos viejos, la mayor parte de ellos son objetos jóvenes, de algunas decenas o centenares de millones de años. Los cúmulos abiertos más jóvenes suelen hallarse cerca de sus lugares de formación, en los brazos espirales de la Galaxia, y con frecuencia están aún rodeados por retazos del gas a partir del cual se formaron, visibles muchas veces en forma de nebulosas de emisión adyacentes a los cúmulos. Aunque los cúmulos abiertos sean sistemas ligados gravitatoriamente, su escaso número de miembros y su baja densidad promedio los hace bastante vulnerables a las perturbaciones inducidas por las mareas galácticas (causadas por heterogeneidades del campo gravitatorio de la Galaxia) y por encuentros cercanos con objetos masivos, como por ejemplo con nubes moleculares gigantes. Por estas razones, los cúmulos abiertos van expandiéndose y disgregándose con el paso del tiempo y ello supone la causa principal de la escasez de cúmulos abiertos muy viejos. Texto extraído de “ASTRONOMÍA GENERAL - TEÓRICA Y PRÁCTICA” Autores: DAVID GALADÍ-ENRÍQUEZ – JORDI GUTIÉRREZ CABELLO
