Cúmulo globular

El grupo globular Messier 80 en la constelación Escorpio se encuentra a unos 30.000 años luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas.

Un cúmulo globular es un conglomerado esferoidal de estrellas. Los cúmulos globulares están unidos por la gravedad, con una mayor concentración de estrellas hacia sus centros. Pueden contener desde decenas de miles hasta muchos millones de estrellas miembros. Su nombre se deriva del latín globulus (pequeña esfera). Los cúmulos globulares se conocen ocasionalmente simplemente como "globulares".

Aunque en la antigüedad se observó un cúmulo globular, Omega Centauri, y durante mucho tiempo se pensó que era una estrella, el reconocimiento de los cúmulos... la verdadera naturaleza llegó con la llegada de los telescopios en el siglo XVII. En las primeras observaciones telescópicas, los cúmulos globulares aparecían como manchas borrosas, lo que llevó al astrónomo francés Charles Messier a incluir muchos de ellos en su catálogo de objetos astronómicos que pensó que podrían confundirse con cometas. Usando telescopios más grandes, los astrónomos del siglo XVIII reconocieron que los cúmulos globulares son grupos de muchas estrellas individuales. A principios del siglo XX, la distribución de los cúmulos globulares en el cielo fue una de las primeras pruebas de que el Sol está lejos del centro de la Vía Láctea.

Los cúmulos globulares se encuentran en casi todas las galaxias. En las galaxias espirales como la Vía Láctea, se encuentran principalmente en la parte esferoidal exterior de la galaxia: el halo galáctico. Son el tipo de cúmulo estelar más grande y masivo, y tienden a ser más antiguos, más densos y compuestos por una menor abundancia de elementos pesados que los cúmulos abiertos, que generalmente se encuentran en los discos de las galaxias espirales. La Vía Láctea tiene más de 150 globulares conocidos y puede haber muchos más.

El origen de los cúmulos globulares y su papel en la evolución galáctica no están claros. Algunos se encuentran entre los objetos más antiguos de sus galaxias e incluso del universo, lo que limita las estimaciones de la edad del universo. Anteriormente se pensaba que los cúmulos estelares estaban formados por estrellas que se formaron al mismo tiempo a partir de una nebulosa de formación estelar, pero casi todos los cúmulos globulares contienen estrellas que se formaron en diferentes momentos o que tienen composiciones diferentes. Algunos cúmulos pueden haber tenido múltiples episodios de formación estelar y algunos pueden ser restos de galaxias más pequeñas capturadas por galaxias más grandes.

Historial de observaciones

El primer cúmulo globular conocido, ahora llamado M22, fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado alemán. El cúmulo Omega Centauri, fácilmente visible en el cielo del sur a simple vista, era conocido por astrónomos antiguos como Ptolomeo como una estrella, pero Edmond Halley lo reclasificó como una nebulosa en 1677 y finalmente como un cúmulo globular a principios del siglo XIX. por John Herschel. El astrónomo francés Abbé Lacaille enumeró NGC 104, NGC 4833, M55, M69 y NGC 6397 en su 1751–1752 Catálogo. La baja resolución de los primeros telescopios impedía que las estrellas individuales de un cúmulo se separaran visualmente hasta que Charles Messier observó M4 en 1764.

Cuando William Herschel comenzó su estudio exhaustivo del cielo con grandes telescopios en 1782, había 34 cúmulos globulares conocidos. Herschel descubrió otras 36 y fue la primera en convertirlas prácticamente todas en estrellas. Acuñó el término cúmulo globular en su Catálogo de las segundas mil nuevas nebulosas y cúmulos de estrellas (1789). En 1914, Harlow Shapley comenzó una serie de estudios de cúmulos globulares, publicados en unos cuarenta artículos científicos. Examinó los racimos' RR Lyrae (estrellas que asumió como variables cefeidas) y usó su luminosidad y período de variabilidad para estimar las distancias a los cúmulos. Más tarde se descubrió que las variables RR Lyrae son más débiles que las variables Cefeidas, lo que hace que Shapley sobrestime las distancias.

NGC 7006 es un grupo globular de clase I altamente concentrado.

La gran mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea se encuentran en el cielo celestial alrededor del núcleo galáctico. En 1918, Shapley utilizó esta distribución fuertemente asimétrica para determinar las dimensiones generales de la galaxia. Asumiendo una distribución aproximadamente esférica de cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia, usó las posiciones de los cúmulos para estimar la posición del Sol en relación con el centro galáctico. Concluyó correctamente que el centro de la Vía Láctea está en la constelación de Sagitario y no cerca de la Tierra. Sobreestimó la distancia, encontrando distancias típicas de cúmulos globulares de 10 a 30 kiloparsecs (33 000 a 98 000 ly); la distancia moderna al Centro Galáctico es de aproximadamente 8,5 kiloparsecs (28.000 ly). Las mediciones de Shapley indicaron que el Sol está relativamente lejos del centro de la galaxia, al contrario de lo que se había inferido de la distribución uniforme observada de las estrellas ordinarias. En realidad, la mayoría de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y, por lo tanto, están oscurecidas por el gas y el polvo del disco, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y se pueden ver a distancias mucho mayores.

El recuento de cúmulos globulares conocidos en la Vía Láctea ha seguido aumentando, llegando a 83 en 1915, 93 en 1930, 97 en 1947 y 157 en 2010. Se cree que otros cúmulos globulares no descubiertos se encuentran en el bulbo galáctico o oculto por el gas y el polvo de la Vía Láctea. Por ejemplo, la mayoría de los cúmulos globulares de Palomar solo se descubrieron en la década de 1950, con algunos ubicados relativamente cerca pero oscurecidos por el polvo, mientras que otros residen en los confines más lejanos del halo de la Vía Láctea. La galaxia de Andrómeda, que es comparable en tamaño a la Vía Láctea, puede tener hasta quinientos globulares. Cada galaxia de masa suficiente en el Grupo Local tiene un sistema asociado de cúmulos globulares, al igual que casi todas las galaxias grandes estudiadas. Algunas galaxias elípticas gigantes (particularmente aquellas en el centro de los cúmulos de galaxias), como M87, tienen hasta 13 000 cúmulos globulares.

Clasificación

Shapley fue posteriormente asistido en sus estudios de cúmulos por Henrietta Swope y Helen Sawyer Hogg. En 1927-1929, Shapley y Sawyer clasificaron los cúmulos según el grado de concentración de estrellas hacia cada núcleo. Su sistema, conocido como Clase de concentración de Shapley-Sawyer, identifica los grupos más concentrados como Clase I y varía hasta la Clase XII más difusa. En 2015, astrónomos de la Pontificia Universidad Católica de Chile propusieron un nuevo tipo de cúmulo globular sobre la base de datos de observación: cúmulos globulares oscuros.

Formación

NGC 2808 contiene tres generaciones distintas de estrellas.
Imagen de la NASA

La formación de cúmulos globulares es poco conocida. Los cúmulos globulares se han descrito tradicionalmente como una simple población de estrellas formada a partir de una sola nube molecular gigante y, por lo tanto, con edad y metalicidad aproximadamente uniformes (proporción de elementos pesados en su composición). Las observaciones modernas muestran que casi todos los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones; los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) exhiben una población bimodal, por ejemplo. Durante su juventud, estos cúmulos LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación estelar. Este período de formación de estrellas es relativamente breve, en comparación con la edad de muchos cúmulos globulares. Se ha propuesto que esta multiplicidad de poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la Galaxia de las Antenas, por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha observado cúmulos de cúmulos, regiones de la galaxia que abarcan cientos de parsecs, en las que muchos de los cúmulos finalmente colisionarán y se fusionarán. Su rango general de edades y (posiblemente) metalicidades podría conducir a grupos con una distribución de poblaciones bimodal, o incluso múltiple.

Globular star cluster Messier 54

Las observaciones de los cúmulos globulares muestran que sus estrellas provienen principalmente de regiones de formación estelar más eficiente y de donde el medio interestelar tiene una mayor densidad, en comparación con las regiones normales de formación estelar. La formación de cúmulos globulares prevalece en las regiones de brotes estelares y en las galaxias que interactúan. Algunos cúmulos globulares probablemente se formaron en galaxias enanas y fueron removidos por las fuerzas de marea para unirse a la Vía Láctea. En las galaxias elípticas y lenticulares existe una correlación entre la masa de los agujeros negros supermasivos (SMBH) en sus centros y la extensión de sus sistemas de cúmulos globulares. La masa del SMBH en tal galaxia suele estar cerca de la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia.

Ningún cúmulo globular conocido muestra formación estelar activa, lo que concuerda con la hipótesis de que los cúmulos globulares suelen ser los objetos más antiguos de su galaxia y se encontraban entre las primeras colecciones de estrellas en formarse. Grandes regiones de formación estelar conocidas como supercúmulos estelares, como Westerlund 1 en la Vía Láctea, pueden ser los precursores de los cúmulos globulares.

Muchos de los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una órbita retrógrada (lo que significa que giran alrededor de la galaxia en sentido inverso al de rotación de la galaxia), incluido el más masivo, Omega Centauri. Su órbita retrógrada sugiere que puede ser un remanente de una galaxia enana capturada por la Vía Láctea.

Composición

Las estrellas de Djorgovski 1 contienen hidrógeno y helio, pero no mucho más. En términos astronómicos son metal-pobre.

Los cúmulos globulares generalmente están compuestos por cientos de miles de estrellas antiguas de bajo contenido en metales. Las estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las del bulbo de una galaxia espiral, pero están confinadas en un esferoide en el que la mitad de la luz se emite dentro de un radio de solo unas pocas a unas pocas decenas de parsecs. Están libres de gas y polvo y se supone que todo el gas y el polvo se convirtieron hace mucho tiempo en estrellas o fueron expulsados del cúmulo por las estrellas masivas de primera generación.

Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; en promedio alrededor de 0,4 estrellas por parsec cúbico, aumentando a 100 o 1000 estrellas/pc³ en el núcleo del clúster. En comparación, la densidad estelar alrededor del Sol es de aproximadamente 0,1 estrellas/pc³. La distancia típica entre las estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente un año luz, pero en su núcleo la separación entre estrellas es de un tercio de año luz en promedio, trece veces más cerca que el Sol de su vecino más cercano, Próxima Centauri.

Se cree que los cúmulos globulares son ubicaciones desfavorables para los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los núcleos de los cúmulos densos debido a las perturbaciones gravitatorias de las estrellas que pasan. Un planeta que orbita en una unidad astronómica alrededor de una estrella que se encuentra dentro del núcleo de un cúmulo denso, como 47 Tucanae, sobreviviría solo del orden de cien millones de años. Hay un sistema planetario que orbita alrededor de un púlsar (PSR B1620−26) que pertenece al cúmulo globular M4, pero estos planetas probablemente se formaron después del evento que creó el púlsar.

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la galaxia de Andrómeda, son extraordinariamente masivos, miden varios millones de masas solares (M_☉) y tener múltiples poblaciones estelares. Ambos son evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos se formaron a partir de los núcleos de galaxias enanas que han sido consumidos por galaxias más grandes. Aproximadamente una cuarta parte de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea puede haberse acumulado de esta manera, al igual que más del 60% de los cúmulos globulares en el halo exterior de Andrómeda.

Contenido de elementos pesados

Los cúmulos globulares normalmente consisten en estrellas de Población II que, en comparación con las estrellas de Población I, como el Sol, tienen una mayor proporción de hidrógeno y helio y una menor proporción de elementos más pesados. Los astrónomos se refieren a estos elementos más pesados como metales (distintos del concepto de material) ya las proporciones de estos elementos como metalicidad. Producidos por nucleosíntesis estelar, los metales se reciclan en el medio interestelar y entran en una nueva generación de estrellas. Por lo tanto, la proporción de metales puede ser una indicación de la edad de una estrella en modelos simples, y las estrellas más antiguas suelen tener una metalicidad más baja.

El astrónomo holandés Pieter Oosterhoff observó dos poblaciones especiales de cúmulos globulares, que se conocieron como grupos de Oosterhoff. El segundo grupo tiene un período ligeramente más largo de estrellas variables RR Lyrae. Si bien ambos grupos tienen una baja proporción de elementos metálicos medidos por espectroscopia, las líneas espectrales de metal en las estrellas de tipo Oosterhoff I (Oo I) no son tan débiles como los del tipo II (Oo II), por lo que type I las estrellas se denominan ricas en metales (por ejemplo, Terzan 7), mientras que las estrellas de tipo II son pobres en metales (por ejemplo, ESO 280-SC06). Estas dos poblaciones distintas se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elípticas masivas. Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares. Los escenarios sugeridos para explicar estas subpoblaciones incluyen fusiones violentas de galaxias ricas en gas, la acumulación de galaxias enanas y múltiples fases de formación estelar en una sola galaxia. En la Vía Láctea, los cúmulos pobres en metales están asociados con el halo y los cúmulos ricos en metales con la protuberancia.

En la Vía Láctea, la gran mayoría de los cúmulos pobres en metales están alineados en un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Esta observación respalda la opinión de que los cúmulos de tipo II se capturaron de una galaxia satélite, en lugar de ser los miembros más antiguos del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, como se pensaba anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cúmulos se explicaría entonces por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron sus sistemas de cúmulos.

Componentes exóticos

Messier 53 contiene un número inusualmente grande de un tipo de estrella llamado contrabandistas azules.

Las interacciones cercanas y las casi colisiones de estrellas ocurren con relativa frecuencia en los cúmulos globulares debido a su alta densidad de estrellas. Estos encuentros fortuitos dan lugar a algunas clases exóticas de estrellas, como las rezagadas azules, los púlsares de milisegundos y las binarias de rayos X de baja masa, que son mucho más comunes en los cúmulos globulares. No está claro cómo se forman los rezagados azules, pero la mayoría de los modelos los atribuyen a interacciones entre estrellas, como fusiones estelares, la transferencia de material de una estrella a otra, o incluso un encuentro entre dos sistemas binarios. La estrella resultante tiene una temperatura más alta que otras estrellas del cúmulo con una luminosidad comparable y, por lo tanto, difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al principio de la existencia del cúmulo. Algunos grupos tienen dos secuencias distintas de rezagados azules, uno más azul que el otro.

Globular cluster M15 puede tener un agujero negro de masa intermedia en su núcleo, pero esta reclamación es impugnada.

Los astrónomos han buscado agujeros negros dentro de cúmulos globulares desde la década de 1970. La resolución requerida para esta tarea es exigente; solo con el Telescopio espacial Hubble (HST) se realizaron los primeros descubrimientos declarados, en 2002 y 2003. Con base en las observaciones del HST, otros investigadores sugirieron la existencia de 4000 M_☉(masas solares) agujero negro de masa intermedia en el cúmulo globular M15 y un agujero negro de 20 000 M_☉ en el cúmulo Mayall II de la galaxia de Andrómeda. Tanto las emisiones de rayos X como las de radio de MayallII parecen compatibles con un agujero negro de masa intermedia; sin embargo, estas supuestas detecciones son controvertidas. Se espera que los objetos más pesados de los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación masiva. Un grupo de investigación señaló que la relación masa-luz debería aumentar bruscamente hacia el centro del cúmulo, incluso sin un agujero negro, tanto en M15 como en Mayall II. Las observaciones de 2018 no encuentran evidencia de un agujero negro de masa intermedia en ningún cúmulo globular, incluido M15, pero no pueden descartar definitivamente uno con una masa de 500–1000 M_☉.

La confirmación de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos globulares tendría ramificaciones importantes para las teorías del desarrollo de galaxias como posibles fuentes de los agujeros negros supermasivos en sus centros. La masa de estos supuestos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cúmulos que los rodean, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias que los rodean.

Diagramas de Hertzsprung-Russell

H–R diagrama para el cúmulo globular M3. Hay una característica "knee" en la curva en la magnitud 19 donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa gigante de su camino evolutivo, el desvío de la secuencia principal.

Los diagramas de Hertzsprung-Russell (diagramas H-R) de los cúmulos globulares permiten a los astrónomos determinar muchas de las propiedades de sus poblaciones de estrellas. Un diagrama H-R es un gráfico de una gran muestra de estrellas que representan su magnitud absoluta (su luminosidad o brillo medido desde una distancia estándar), en función de su índice de color. El índice de color, en términos generales, mide el color de la estrella; los índices de color positivos indican una estrella rojiza con una temperatura superficial fría, mientras que los valores negativos indican una estrella más azul con una superficie más caliente. Las estrellas en un diagrama H-R se encuentran en su mayoría a lo largo de una línea aproximadamente diagonal que se inclina desde las estrellas luminosas y calientes en la esquina superior izquierda hasta las estrellas débiles y frías en la esquina inferior derecha. Esta línea se conoce como la secuencia principal y representa la etapa primaria de la evolución estelar. El diagrama también incluye estrellas en etapas evolutivas posteriores, como las frías pero luminosas gigantes rojas.

La construcción de un diagrama H-R requiere conocer la distancia a las estrellas observadas para convertir la magnitud aparente en absoluta. Debido a que todas las estrellas en un cúmulo globular están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, un diagrama color-magnitud que utiliza sus magnitudes observadas parece un diagrama H-R desplazado (debido a la diferencia aproximadamente constante entre sus magnitudes aparentes y absolutas). Este cambio se denomina módulo de distancia y se puede utilizar para calcular la distancia al cúmulo. El módulo se determina comparando características (como la secuencia principal) del diagrama color-magnitud del cúmulo con las características correspondientes en un diagrama H-R de otro conjunto de estrellas, un método conocido como paralaje espectroscópico o ajuste de secuencia principal..

Propiedades

Dado que los cúmulos globulares se forman a la vez a partir de una sola nube molecular gigante, las estrellas de un cúmulo tienen aproximadamente la misma edad y composición. La evolución de una estrella está determinada principalmente por su masa inicial, por lo que las posiciones de las estrellas en el diagrama H-R o color-magnitud de un cúmulo reflejan principalmente sus masas iniciales. El diagrama H-R de un cúmulo, por lo tanto, parece bastante diferente de los diagramas H-R que contienen estrellas de una amplia variedad de edades. Casi todas las estrellas caen en una curva bien definida en los diagramas H-R de los cúmulos globulares, y la forma de esa curva indica la edad del cúmulo. Un diagrama H-R más detallado a menudo revela múltiples poblaciones estelares, como lo indica la presencia de curvas muy separadas, cada una de las cuales corresponde a una población distinta de estrellas con una edad o composición ligeramente diferente. Las observaciones con la Wide Field Camera 3, instalada en 2009 en el telescopio espacial Hubble, permitieron distinguir estas curvas ligeramente diferentes.

Las estrellas más masivas de la secuencia principal tienen la mayor luminosidad y serán las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrella gigante. A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de masas cada vez más bajas harán lo mismo. Por lo tanto, la edad de un cúmulo de una sola población se puede medir buscando aquellas estrellas que recién comienzan a entrar en la etapa de estrella gigante, que forman una 'rodilla'. en el diagrama H-R llamado desvío de la secuencia principal, doblando hacia la parte superior derecha desde la línea de la secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva es directamente una función de la edad del cúmulo; se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo a la magnitud.

La morfología y la luminosidad de las estrellas de los cúmulos globulares en los diagramas H–R están influenciadas por numerosos parámetros, muchos de los cuales todavía se investigan activamente. Observaciones recientes han anulado el paradigma histórico de que todos los cúmulos globulares consisten en estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo, o que comparten exactamente la misma abundancia química. Algunos grupos presentan múltiples poblaciones, ligeramente diferentes en composición y edad; por ejemplo, las imágenes de alta precisión del cúmulo NGC 2808 discernieron tres secuencias principales cercanas, pero distintas. Además, las ubicaciones de las estrellas del cúmulo en un diagrama H-R (incluidos los brillos de los indicadores de distancia) pueden verse influenciadas por sesgos de observación. Uno de esos efectos, llamado mezcla, surge cuando los núcleos de los cúmulos globulares son tan densos que las observaciones ven múltiples estrellas como un solo objetivo. El brillo medido para esa estrella aparentemente única es, por lo tanto, incorrecto: demasiado brillante, dado que contribuyeron varias estrellas. A su vez, la distancia calculada es incorrecta, por lo que el efecto de combinación puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica y puede sesgar la edad estimada del universo y la constante de Hubble.

Consecuencias

Los rezagados azules aparecen en el diagrama H-R como una serie que diverge de la secuencia principal en la dirección de estrellas más brillantes y azules. Las enanas blancas (los restos finales de algunas estrellas similares al Sol), que son mucho más débiles y algo más calientes que las estrellas de la secuencia principal, se encuentran en la parte inferior izquierda de un diagrama H-R. Los cúmulos globulares se pueden fechar observando las temperaturas de las enanas blancas más frías, lo que a menudo arroja resultados de hasta 12.700 millones de años. En comparación, los cúmulos abiertos rara vez tienen más de quinientos millones de años. Las edades de los cúmulos globulares establecen un límite inferior en la edad de todo el universo, lo que presenta una restricción significativa en la cosmología. Históricamente, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de edad de cúmulos más antiguos de lo que permitirían sus modelos cosmológicos, pero mejores mediciones de parámetros cosmológicos, a través de estudios de cielo profundo y satélites, parecen haber resuelto este problema.

El estudio de los cúmulos globulares arroja luz sobre cómo la composición del gas y el polvo de formación afecta la evolución estelar; las estrellas' las pistas evolutivas varían dependiendo de la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de estos estudios se utilizan luego para estudiar la evolución de la Vía Láctea en su conjunto.

Morfología

A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen unidos gravitacionalmente durante períodos de tiempo comparables a la vida útil de la mayoría de sus estrellas. Las fuertes interacciones de las mareas con otras grandes masas dan como resultado la dispersión de algunas estrellas, dejando tras de sí "colas de mareas". de estrellas eliminadas del cúmulo.

Después de la formación, las estrellas del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Las velocidades de las estrellas cambian constantemente y las estrellas pierden cualquier historial de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación, relacionado con el tiempo característico que necesita una estrella para atravesar el cúmulo y el número de masas estelares. El tiempo de relajación varía según el cúmulo, pero un valor típico es del orden de mil millones de años.

Aunque los cúmulos globulares son generalmente de forma esférica, la elipticidad puede formarse a través de las interacciones de las mareas. Los cúmulos dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda suelen tener forma de esferoides achatados, mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos.

Radios

NGC 411 se clasifica como un grupo abierto.

Los astrónomos caracterizan la morfología (forma) de un cúmulo globular por medio de radios estándar: el radio del núcleo (r_c), el radio de media luz (r_h), y el radio de marea o de Jacobi (r_t). El radio se puede expresar como una distancia física o como un ángulo subtendido en el cielo. Considerando un radio alrededor del núcleo, la luminosidad de la superficie del cúmulo disminuye constantemente con la distancia, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad de la superficie aparente se ha reducido a la mitad. Una cantidad comparable es el radio de media luz, o la distancia desde el núcleo que contiene la mitad de la luminosidad total del cúmulo; el radio de media luz suele ser mayor que el radio del núcleo.

La mayoría de los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de diez parsecs (pc), aunque algunos cúmulos globulares tienen radios muy grandes, como NGC 2419 (r_h = 18 pc) y Palomar 14 (r_h = 25 pc). El radio de media luz incluye estrellas en la parte exterior del cúmulo que se encuentran a lo largo de la línea de visión, por lo que los teóricos también usan el radio de media masa (r_m): el radio desde el núcleo que contiene la mitad de la masa total del cúmulo. Un pequeño radio de media masa, en relación con el tamaño total, indica un núcleo denso. Messier 3 (M3), por ejemplo, tiene una dimensión visible general de unos 18 minutos de arco, pero un radio de media masa de solo 1,12 minutos de arco.

El radio de marea, o esfera de Hill, es la distancia desde el centro del cúmulo globular a la que la gravitación externa de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas del cúmulo que el propio cúmulo. Esta es la distancia a la que la galaxia puede separar las estrellas individuales que pertenecen a un cúmulo. El radio de marea de M3, por ejemplo, es de unos cuarenta minutos de arco, o alrededor de 113 pc.

Segregación masiva, luminosidad y colapso del núcleo

En la mayoría de los cúmulos de la Vía Láctea, el brillo de la superficie de un cúmulo globular en función de la disminución de la distancia al núcleo primero aumenta, luego se estabiliza a una distancia típicamente de 1 a 2 parsecs del núcleo. Alrededor del 20% de los cúmulos globulares han sufrido un proceso denominado 'colapso del núcleo'. En un cúmulo de este tipo, la luminosidad aumenta constantemente hasta llegar a la región central.

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

Los modelos de cúmulos globulares predicen que el colapso del núcleo se produce cuando las estrellas más masivas de un cúmulo globular se encuentran con sus contrapartes menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del cúmulo hacia el exterior, lo que da como resultado una pérdida neta de energía cinética de la región central y hace que las estrellas restantes de la región ocupen un volumen más compacto. Cuando ocurre esta inestabilidad gravitérmica, la región central del cúmulo se llena densamente de estrellas, y el brillo de la superficie del cúmulo forma una cúspide de ley de potencia. Un agujero negro masivo en el núcleo también podría resultar en una cúspide de luminosidad. Durante mucho tiempo, esto lleva a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación masiva.

El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas de estrellas binarias funciona para evitar un colapso inicial del núcleo del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita de este último par tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que se agote este suministro primordial de energía puede proceder un colapso más profundo del núcleo. Por el contrario, el efecto de los choques de marea cuando un cúmulo globular pasa repetidamente por el plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo.

El colapso del núcleo se puede dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo, el colapso del núcleo comienza con las estrellas más cercanas al núcleo. Las interacciones entre los sistemas estelares binarios evitan un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la mediana edad. Los binarios centrales se interrumpen o expulsan, lo que da como resultado una concentración más estrecha en el núcleo. La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado hace que se formen sistemas binarios compactos. A medida que otras estrellas interactúan con estos binarios estrechos, aumentan la energía en el núcleo, lo que hace que el cúmulo se vuelva a expandir. Como el tiempo promedio para un colapso del núcleo suele ser menor que la edad de la galaxia, muchos de los cúmulos globulares de una galaxia pueden haber pasado por una etapa de colapso del núcleo y luego volver a expandirse.

El cluster Globular NGC 1854 se encuentra en la Gran Nube Magallanes.

El HST ha proporcionado pruebas de observación convincentes de este proceso de clasificación de masas estelares en los cúmulos globulares. Las estrellas más pesadas disminuyen la velocidad y se amontonan en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras aumentan su velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del cúmulo. El cúmulo 47 Tucanae, formado por alrededor de un millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este cúmulo fue sometido a un estudio fotográfico intensivo que obtuvo velocidades precisas para casi quince mil estrellas en este cúmulo.

Las luminosidades generales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda tienen una distribución aproximadamente gaussiana, con una magnitud promedio M_v y una varianza σ². Esta distribución de las luminosidades de los cúmulos globulares se denomina función de luminosidad de los cúmulos globulares (GCLF). Para la Vía Láctea, M_v = −7,29 ± 0,13, σ = 1,1 ± 0,1. La GCLF se ha utilizado como una "vela estándar" para medir la distancia a otras galaxias, bajo el supuesto de que los cúmulos globulares en galaxias remotas se comportan de manera similar a los de la Vía Láctea.

Simulación de N-cuerpos

Calcular las interacciones gravitatorias entre estrellas dentro de un cúmulo globular requiere resolver el problema de N-cuerpos. El coste computacional ingenuo de una simulación dinámica aumenta en proporción a N ² (donde N es el número de objetos), por lo que los requisitos informáticos para simular con precisión un grupo de miles de las estrellas pueden ser enormes. Un método más eficiente para simular la dinámica de N-cuerpos de un cúmulo globular se realiza mediante la subdivisión en pequeños volúmenes y rangos de velocidad, y utilizando probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Sus movimientos se describen por medio de la ecuación de Fokker-Planck, a menudo utilizando un modelo que describe la densidad de masa en función del radio, como un modelo de Plummer. La simulación se vuelve más difícil cuando también se deben incluir los efectos de las binarias y la interacción con las fuerzas de gravitación externas (como las de la Vía Láctea). En 2010, la evolución del tiempo de vida de un cúmulo globular de baja densidad se pudo calcular directamente, estrella por estrella.

Las simulaciones completas de N-cuerpos han demostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales a través del cúmulo, a menudo formando bucles y cayendo más directamente hacia el núcleo de lo que lo haría una sola estrella que orbita alrededor de una masa central. Además, algunas estrellas obtienen suficiente energía para escapar del cúmulo debido a las interacciones gravitatorias que resultan en un aumento suficiente de la velocidad. Durante largos períodos de tiempo, este proceso conduce a la disipación del cúmulo, un proceso denominado evaporación. La escala de tiempo típica para la evaporación de un cúmulo globular es de 10¹⁰ años. El destino final de un cúmulo globular debe ser acumular estrellas en su núcleo, provocando su contracción constante, o desprendimiento gradual de estrellas de sus capas exteriores.

Las estrellas binarias forman una parte importante de los sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas de campo y estrellas de cúmulo abierto que se encuentran en sistemas binarios. La fracción binaria actual en los cúmulos globulares es difícil de medir, y cualquier información sobre su fracción binaria inicial se pierde por la evolución dinámica posterior. Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que los binarios pueden dificultar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en los cúmulos globulares. Cuando una estrella en un cúmulo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un posible resultado es que el binario se une más estrechamente y se agrega energía cinética a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas en el cúmulo son aceleradas por este proceso, reduce la contracción en el núcleo y limita el colapso del núcleo.

Formas intermedias

Messier 10 miente alrededor de 15.000 años luz de la Tierra, en la constelación de Ophiuchus.

La clasificación de conglomerados no siempre es definitiva; Se han encontrado objetos que se pueden clasificar en más de una categoría. Por ejemplo, BH 176 en la parte sur de la Vía Láctea tiene propiedades tanto de cúmulo abierto como globular.

En 2005, los astrónomos descubrieron una nueva "extendida" tipo de cúmulo estelar en el halo de la galaxia de Andrómeda, similar al cúmulo globular. Los tres cúmulos recién descubiertos tienen un recuento de estrellas similar al de los cúmulos globulares y comparten otras características, como poblaciones estelares y metalicidad, pero se distinguen por su mayor tamaño (varios cientos de años luz de diámetro) y una densidad cien veces menor. Sus estrellas están separadas por distancias mayores; paramétricamente, estos cúmulos se encuentran en algún lugar entre un cúmulo globular y una galaxia esferoidal enana. La formación de estos cúmulos extendidos probablemente esté relacionada con la acreción. No está claro por qué la Vía Láctea carece de tales cúmulos; Es poco probable que Andrómeda sea la única galaxia con ellos, pero se desconoce su presencia en otras galaxias.

Encuentros de mareas

Cuando un cúmulo globular se acerca a una gran masa, como la región central de una galaxia, sufre una interacción de marea. La diferencia en la fuerza gravitacional entre las partes más cercanas y más alejadas del cúmulo da como resultado una fuerza de marea asimétrica. Un "choque de marea" ocurre cada vez que la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia.

Los choques de marea pueden alejar las estrellas del halo del cúmulo, dejando solo la parte central del cúmulo; estos rastros de estrellas pueden extenderse varios grados lejos del cúmulo. Estas colas normalmente preceden y siguen al cúmulo a lo largo de su órbita y pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo, formando características similares a cúmulos. El cúmulo globular Palomar 5, por ejemplo, se encuentra cerca del punto apogaláctico de su órbita tras su paso por la Vía Láctea. Las corrientes de estrellas se extienden hacia el frente y la parte trasera del camino orbital de este cúmulo, extendiéndose a distancias de 13.000 años luz. Las interacciones de las mareas han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5's; Se espera que más interacciones con el núcleo galáctico lo transformen en una larga corriente de estrellas que orbitan alrededor de la Vía Láctea en su halo.

La Vía Láctea está en el proceso de despojar a la Galaxia Esferoidal Enana de Sagitario de estrellas y cúmulos globulares a través de la Corriente de Sagitario. Hasta el 20% de los cúmulos globulares del halo exterior de la Vía Láctea pueden haberse originado en esa galaxia. Palomar 12, por ejemplo, probablemente se originó en el Esferoidal Enano de Sagitario, pero ahora está asociado con la Vía Láctea. Las interacciones de las mareas como estas agregan energía cinética a un cúmulo globular, aumentando drásticamente la tasa de evaporación y reduciendo el tamaño del cúmulo. El aumento de la evaporación acelera el proceso de colapso del núcleo.

Planetas

Los astrónomos están buscando exoplanetas de estrellas en cúmulos estelares globulares. Una búsqueda en el año 2000 de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae resultó negativa, lo que sugiere que la abundancia de elementos más pesados (bajos en los cúmulos globulares) necesarios para construir estos planetas puede necesitar ser al menos el 40% de la abundancia del Sol. Debido a que los planetas terrestres están construidos a partir de elementos más pesados como el silicio, el hierro y el magnesio, las estrellas miembros tienen una probabilidad mucho menor de albergar planetas de la masa de la Tierra que las estrellas en el vecindario solar. Por lo tanto, es poco probable que los cúmulos globulares alberguen planetas terrestres habitables.

Se encontró un planeta gigante en el cúmulo globular Messier 4, orbitando un púlsar en el sistema estelar binario PSR B1620-26. La órbita excéntrica y muy inclinada del planeta sugiere que se pudo haber formado alrededor de otra estrella en el cúmulo, y luego 'intercambiada'. en su disposición actual. La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede alterar los sistemas planetarios; algunos planetas se liberan para convertirse en planetas rebeldes que orbitan la galaxia. Los planetas que orbitan cerca de su estrella pueden verse interrumpidos, lo que podría provocar un deterioro orbital y un aumento de la excentricidad orbital y los efectos de las mareas.