13.1. Cúmulos de estrellas: Introducción general

Transcripción

1 CAPÍTULO 13 Resumen en Castellano Cúmulos de estrellas: Introducción general Un cúmulo de estrellas es una colección de éstas, sostenidas por la gravitación mutua. Ésta colección puede contener desde pocas decenas de estrellas hasta millones de ellas, las cuales viajan dentro de un volumen de algunos años luz de radio en orbitas caóticas unas alrededor de otras y del centro de la masa del cúmulo. La explicación para éste comportamiento de las estrellas puede ser encontrada en el proceso de la formación. De acuerdo a la teoría referida a la formación de estrellas más popular, casi todas éstas se forman en grupos suficientemente densos para mantenerse ligados por su propia gravitación. Es por esta razón que todas las estrellas de un cúmulo tienen (más o menos) la misma edad. Pero hay solamente un porcentaje pequeño de todas las estrellas que vemos en un cúmulo, implicando que no tienen vida infinita. Existen efectos dinámicos internos y externos que son responsables de la pérdida de estrellas de un cúmulo. Esto lleva eventualmente a la desintegración completa del cúmulo, y se llama evaporación. Entender el curso de la vida de cúmulos forma una parte importante en esta Tesis. Porqué loscúmulos viven solamente algunos centenares de años en algunas galaxias, mientras que otras se han formado poco tiempo después del Big Bang y aun están? Cuál es la estrategia de los cúmulos para sobrevivir y cómo dependen éstosdesuscaracterísticas? Los cúmulos son objetos de estudio importantes en astronomía. Todas las estrellas en su interior tienen aproximadamente la misma edad, pero no tienen todas la misma masa. Por esta razón es posible estudiar la evolución de las estrellas en función de sus masas. Los cúmulos sirvieron de base para los modelos detallados de evolución estelar, los cuales de hecho pueden predecir muy bien, por ejemplo, las luminosidades 227

2 228 Capítulo 13 de cúmulos de varias edades en varios colores.esto tiene consecuencias importantes: Si la luminosidad es conocida en función de la edad es posible con una medicion de brillo, y una determinación de la edad, se puede obtener la distancia al cúmulo. Saber distancias es vital en astronomía, porque vemos todo proyectado. Determinaciones de distancias proveen una noción de espacio, literalemante, una dimensión extra. Los cúmulos que podemos observar en la Vía Láctea (la galaxia donde está elsol), los podemos dividir en dos categorías: los cúmulos abiertos yloscúmulos globulares. Los cúmulos abiertos son generalmente mucho más jóvenes y menos masivos que los cúmulos globulares. Cuando decimos jóven, significa menos de mil millones de años, lo cual, comparado con la edad del universo (aproximadamente 13 mil millones de años), seria sólo del orden de 10 %. Los cúmulos globulares tienen edades del orden de la edad del universo. Ésto significa que están formados poco después del Big Bang ymás o menos al mismo tiempo del nacimiento de la Vía Láctea. Generalmente los cúmulos globulares son masivos (en promedio veces más pesados que el sol en cambio un cúmulo típico abierto es solamente 1000 veces mas pesado que el sol). A la izquierda, en la Figura 12.1 hay un cúmulo abierto, las Pléyades en la constelación de Tauro. Éste también es conocido como las Siete Hermanas y se puede ver con el ojo desnudo en una tarde clara del verano. A la derecha, en la Figura 12.1 se muestra el cúmulo globular M80, o NGC Éste cúmulo no es visible con el ojo desnudo y fue descubierto por el astrónomo francés Messier al final de la siglo 19. Él hizo un catálogo de todas las nebulosas que pudo ver con su telescopio. El M en M80 es por el nombre Messier. Fué justoenlosaños 30 del siglo pasado que Edwin Hubble descubrió que algunas de esas nebulosas eran otras galaxias. Por su distancia tienen, sin embargo, más o menos la misma dimensión que un cúmulo. Éste es otro problema causado por la proyección. Era en los años treinta del siglo pasado cuando el astrónomo británico Shapley elaboró elprimermodelo(másomenos)correctodelavía Láctea con la ayuda de determinaciones de distancias de algunas decenas de cúmulos globulares en nuestra galaxia. Cúmulos globulares viajan en orbitas amplias alrededor del centro de nuestra galaxia (véase Figura 12.2). Debido a que Shapley sabía las distancias a estos objetos, el pudo estimar también el centro de la galaxia. Él encontró que el centro de nuestro galaxia es muy distante del sol, al contrario de la idea general en esos tiempos. Varios siglos antes se descubrió que la tierra no estaba en el centro de nuestro sistema solar y ahora además que el sol tampoco está enunposición especial, sino en alguna parte en los suburbios de una galaxia en forma de disco. Esta Tesis apunta hacia tres áreas en el estudio de cúmulos de estrellas. En las secciones hay resumenes de las tres partes. La primera parte (seccion ) es sobre las observaciones de los cúmulos, especialmente en otras galaxias. Hemos observado la formación de los cúmulos y especialmente la distribución por edad de éstos. De esto es posible deducir su tiempo de vida típico, que es el tiempo de destrucción del cúmulo. En la seccion explicamos la observación de distribución de edades de cúmulos en varias galaxias por medio de las simulaciones por computador. Seccion es sobre la masa máxima de los cúmulos.

3 Resumen en Castellano Resumen de esta Tesis Parte I: Observaciones de la formación y destrución de cúmulos En la primera parte de esta Tesis utilizamos observaciones del telescopio espacial Hubble para estudiar los cúmulos en M51. M51 es una galaxia muy similar a la nuestra. Se encuentra aproximadamente a 24 años luz separada de nosotros y su disco hace un angulo de casi 90 con la línea de visión. Por esta razón podemos ver la galaxia completamente (véase Figura 1.3 en Capítulo 1). Hay una galaxia más pequeña en la esquina de arriba a la derecha. Esta galaxia, NGC 5195, interactua con el disco de M51 y se piensa que esta interacción incrementa la formación de estrellas en M51. La luz brillante es originada por gas irradiado que brilla intensamente a causa de estrellas jóvenes muy callientes (T > ). Los puntos más brillantes son cúmulos. Desde una distancia pequeña estos cúmulos probablemente se ven como M80 en Figura 12.1 (derecha). Por la distancia de M51 vemos solamente puntos pequeños. En el Capítulo 2 demostramos que estos cúmulos están agrupados también. Llamamosaestosgruposcomplejos. Estos complejos tienen dimensiones similares a las de las nubes moleculares más grandes, de las cuales también se forman todas las estrellas. Sin embargo, las masas de los complejos son un factor de dos hasta tres veces más bajosdelasmasasdelasnubes.deestamanerapodríamos deducir que 33 %-50 % del gas molecular se convierte en estrellas. En el Capítulo 3 vemos en M51 las característicasdediversoscúmulos. Comparando la luminosidad del cúmulo con los modelos de evolución de éstos (véase 12.1) nos es posible estimar las edades y las masas de aproximadamente mil cúmulos. Éstos son generalmente mucho másmasivosqueloscúmulos abiertos. Ésto es porque la probabilidad de encontrar un cúmulo masivo es más grande si el número total de cúmulos es más grande. Comparemos esto con la altura de la gente: si se eligen mil personas, al azar, de la calle, la probabilidad de encontrar una persona mas alta que dos metros es más grande que si se eligen solamente diez personas. También demostramos que un pequeño porcentaje (± 30 %) de los cúmulos jóvenes sobrevive sus primeros diez millones de años. Esto es por que en ese período el gas que no se ha transformado en estrellas es expulsado por los vientos de las estrellas jóvenes. Todas las estrellas, también el sol, expelen materia durante sus vidas, similar a un viento. El gas que no se ha convertido en estrellas funciona como pegamento gravitacional. Cuandoes expulsado, todas las estrellas siguen su propia trayectoria. En el Capítulo 4 investigamos la escala típica de tiempo de destrución de cúmulos en M51. Consideramos aquellos que han sobrevivido a los primeros diez milliones de añosyquedespués pierden estrellas por varias influencias internas y externas. Observando la cantidad de cúmulos pudimos deducir su expectativa de vida. Descubrimos que es muy breve, más o menos cien millones de años. También resultó que depende de la masa: mientras más masivo es un cúmulo, más alta la probabilidad de sobrevivir. En el Capítulo 5 usamos los resultados del Capítulo 4 para comparar con otras

4 230 Capítulo 13 galaxias. Resultó que la dependencia de la masa es muy similar en otras tres galaxias, pero en M51 los cúmulos viven menos que en las otras. Cálculos teóricos predicen una expectativa de vida que es diez veces mayor que nuestras observaciones, esa diferencia se explica en la Parte II Parte II: Simulaciones de N-cuerpos de la destrución de cúmulos Las cortas vidas de los cúmulos que observamos en los capítulos anteriores no pudieron ser explicados por los modelos existentes que calculan como pierden los cúmulos sus estrellas en una galaxia. En esta parte de la Tesis, investigamos trastornos adicionales en la vida de un cúmulo, como por ejemplo, colisiones con nubes moleculares y brazos de espirales. En el Capítulo 6muestro una introducción sobre las teorías existentes. Cuando un objecto masivo pasa cerca de un cúmulo, éste ejerce fuerzas de marea en el cúmulo. De la misma manera que existen fuerzas de marea de la Luna hacia la Tierra, que causan la baja y alta de los mares. Existen teorías que predicen que pasa con un cúmulo por esas fuerzas. En los Capítols 7 y 8 comparamos las teorías con simulaciones de N-cuerpos. En una simulación de N-cuerpos todas las fuerzas, entre las estrellas, estan computadas y las estrellas estan en movimiento dependiendo de la dimensión y la dirección de las fuerzas. Debido a que éstas simulaciones se pueden hacer para un número de cuerpos variable N (estrellas, planetas, etc.), se llaman simulaciones de N-cuerpos. El ejemplo más famoso es el problema de dos-cuerpo (N=2, pensar en el sistema de la Tierra y la Luna o la Tierra y el Sol),que está solucionado por Newton hace muchos años. Cuando N es mas grande que dos, no existe una formula para los movimientos de los cuerpos y solamente se puede buscar el movimiento de las estrellas con pasitos pequeños y seguir el sistema en el tiempo, porque necesitamos computar las fuerzas de todas las estrellas hacia todas las estrellas, un cálculo cuesta cuatro veces más cuando hay el doble numero de estrellas. Por eso hemos hecho todos los cálculos en super-computadores especiales, en Marsella y Amsterdam. Estos computadores son especializados en cálculos de gravitación y se llaman GRAPE, desde GRAvity PipE, y pueden hacer 100 Tera (= )cálculos por segundo. Con el GRAPE hicimos cálculosdecúmulos pasando a través de un brazo espiral de una galaxia y colisiones entre un cúmulo y nubes moleculares masivas. Los brazos espirales contribuyen levemente a la pérdida de estrellas del cúmulo, pero no así con las nubes moleculares. Son muy importantes en la destrución de cúmulos. En el Capítulo 9 combinamoslosresultadosdeloscapítulos7y8conlosresultados de la pérdida de masa por evaporación en una galaxia y por la evolución de las estrellas individuales en los cúmulos abiertos. Considerando estos cuatro procesos se puedecalcular la pérdida total de masa y se puede predecir la edad máxima de los cúmulos abiertos. Hemos comparado nuestro modelo con las observaciónes y existe mucho parecido.

5 Resumen en Castellano Parte III: Un máximo para la masa de cúmulos regulares La tercera Parte es sobre la masa máxima de cúmulos. Durante el estudio de las edades y las masa de cúmulos en M51 (Capítulo 3) encontramos, por suerte, que hay un máximo para la masa de un cúmulo. En el Capítulo 10 introducimos un método para buscar un máximo. El principio es muy fácil. Ya explicamos que en la oportunidad de buscar un cúmulo masivo se incrementa con el número de cúmulos observados, porque sabemos que al dividir el número de cúmulos por una masa particular, podemos predecir la masa del cúmulo más masivo basado en el número total. Comparando otra vez con las alturas de personas, asumir que 1 % de la gente mide más que dos metros. Esto significa que en cien personas, en promedio tiene que haberuna persona más alta que dos metros. Basado en estos argumentos demostramos en un número de galaxias que esto es aplicable. Pero, en dos galaxias resulta que el cúmulo más masivo es demasiado ligero. También introducimos un método para buscar un máximo en una galaxia sin deducir las masas de todos los cúmulos directamte. Usamos este método en Capítulo 11 para deducir el máximo para cúmulos en M51. En nuevos datos, en los cuales el disco entero de M51 esta visible (Figura 1.3) encontramos casi cinco veces más cúmulos que en el Capítulo 3, esto significa que la masa esperada es aun más pesada, pero no la encontramos. Hay cúmulos arriba de este límite que descubrimos en otras galaxias. Pero, otros investigadores han buscado que éstos tienen características fundamentales un poco diferentes que los cúmulos en la Vía Láctea. Por eso, concluimos que existe un máximo para las masas de cúmulos regulares.