13.1. Cúmulos de estrellas: Introducción general

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Texto completo

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CAP´ITULO

13

Resumen en Castellano

13.1.

umulos de estrellas: Introducci´

on general

Un c´umulo de estrellas es una colecci´on de ´estas, sostenidas por la gravitaci´on mutua. ´Esta colecci´on puede contener desde pocas decenas de estrellas hasta millones de ellas, las cuales viajan dentro de un volumen de algunos a˜nos luz de radio en orbitas ca´oticas unas alrededor de otras y del centro de la masa del c´umulo. La explicaci´on para ´este comportamiento de las estrellas puede ser encontrada en el proceso de la formaci´on. De acuerdo a la teor´ıa referida a la formaci´on de estrellas m´as popular, casi todas ´estas se forman en grupos suficientemente densos para mantenerse ligados por su propia gravitaci´on. Es por esta raz´on que todas las estrellas de un c´umulo tienen (m´as o menos) la misma edad. Pero hay solamente un porcentaje peque˜no de todas las estrellas que vemos en un c´umulo, implicando que no tienen vida infinita. Existen efectos din´amicos internos y externos que son responsables de la p´erdida de estrellas de un c´umulo. Esto lleva eventualmente a la desintegraci´on completa del c´umulo, y se llama evaporaci´on. Entender el curso de la vida de c´umulos forma una parte importante en esta Tesis. ¿Porqu´e los c´umulos viven solamente algunos centenares de a˜nos en algunas galaxias, mientras que otras se han formado poco tiempo despu´es del “Big Bang” y aun est´an? ¿Cu´al es la estrategia de los c´umulos para sobrevivir y c´omo dependen ´estos de sus caracter´ısticas?

Los c´umulos son objetos de estudio importantes en astronom´ıa. Todas las estrellas en su interior tienen aproximadamente la misma edad, pero no tienen todas la misma masa. Por esta raz´on es posible estudiar la evoluci´on de las estrellas en funci´on de sus masas. Los c´umulos sirvieron de base para los modelos detallados de evoluci´on estelar, los cuales de hecho pueden predecir muy bien, por ejemplo, las luminosidades

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de c´umulos de varias edades en varios colores.Esto tiene consecuencias importantes: Si la luminosidad es conocida en funci´on de la edad es posible con una medicion de brillo, y una determinaci´on de la edad, se puede obtener la distancia al c´umulo. Saber distancias es vital en astronom´ıa, porque vemos todo proyectado. Determinaciones de distancias proveen una noci´on de espacio, literalemante, una dimensi´on extra.

Los c´umulos que podemos observar en la V´ıa L´actea (la galaxia donde est´a el sol), los podemos dividir en dos categor´ıas:los c´umulos abiertos y losc´umulos globulares. Los c´umulos abiertos son generalmente mucho m´as j´ovenes y menos masivos que los c´umulos globulares. Cuando decimos j´oven, significa menos de mil millones de a˜nos, lo cual, comparado con la edad del universo (aproximadamente 13 mil millones de a˜nos), seria s´olo del orden de 10 %. Los c´umulos globulares tienen edades del orden de la edad del universo. ´Esto significa que est´an formados poco despu´es del Big Bang y m´as o menos al mismo tiempo del nacimiento de la V´ıa L´actea. Generalmente los c´umulos globulares son masivos (en promedio 100 000 veces m´as pesados que el sol en cambio un c´umulo t´ıpico abierto es solamente 1000 veces mas pesado que el sol). A la izquierda, en la Figura 12.1 hay un c´umulo abierto, lasPl´eyadesen la constelaci´on de Tauro. ´Este tambi´en 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 c´umulo globular M80, o NGC 6093. ´Este c´umulo no es visible con el ojo desnudo y fue descubierto por el astr´onomo franc´es Messier al final de la siglo 19. ´El hizo un cat´alogo de todas las nebulosas que pudo ver con su telescopio. El M en M80 es por el nombre Messier. Fu´e justo en los a˜nos 30 del siglo pasado que Edwin Hubble descubri´o que algunas de esas nebulosas eran otras galaxias. Por su distancia tienen, sin embargo, m´as o menos la misma dimensi´on que un c´umulo. ´Este es otro problema causado por la proyecci´on.

Era en los a˜nos treinta del siglo pasado cuando el astr´onomo brit´anico Shapley elabor´o el primer modelo (m´as o menos) correcto de la V´ıa L´actea con la ayuda de determinaciones de distancias de algunas decenas de c´umulos globulares en nuestra galaxia. C´umulos globulares viajan en orbitas amplias alrededor del centro de nuestra galaxia (v´ease Figura 12.2). Debido a que Shapley sab´ıa las distancias a estos objetos, el pudo estimar tambi´en el centro de la galaxia. ´El encontr´o que el centro de nuestro galaxia es muy distante del sol, al contrario de la idea general en esos tiempos. Varios siglos antes se descubri´o que la tierra no estaba en el centro de nuestro sistema solar y ahora adem´as que el sol tampoco est´a en un posici´on especial, sino en alguna parte en los suburbios de una galaxia en forma de disco.

Esta Tesis apunta hacia tres ´areas en el estudio de c´umulos de estrellas. En las secciones 13.2.1 - 13.2.3 hay resumenes de las tres partes. La primera parte (sec-cion 13.2.1) es sobre las observa(sec-ciones de los c´umulos, especialmente en otras gala-xias. Hemos observado la formaci´on de los c´umulos y especialmente la distribuci´on por edad de ´estos. De esto es posible deducir su tiempo de vida t´ıpico, que es el tiempo de destrucci´on del c´umulo. En la seccion 13.2.2 explicamos la observaci´on de distribuci´on de edades de c´umulos en varias galaxias por medio de las simulaciones por computador. Seccion 13.2.3 es sobre la masa m´axima de los c´umulos.

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13.2.

Resumen de esta Tesis

13.2.1.

Parte I: Observaciones de la formaci´

on y destruci´

on de

umulos

En la primera parte de esta Tesis utilizamos observaciones del telescopio espacial Hubble para estudiar los c´umulos en M51. M51 es una galaxia muy similar a la nuestra. Se encuentra aproximadamente a 24 a˜nos luz separada de nosotros y su disco hace un angulo de casi 90 con la l´ınea de visi´on. Por esta raz´on podemos ver la galaxia completamente (v´ease Figura 1.3 en Cap´ıtulo 1). Hay una galaxia m´as peque˜na en la esquina de arriba a la derecha. Esta galaxia, NGC 5195, interactua con el disco de M51 y se piensa que esta interacci´on incrementa la formaci´on de estrellas en M51. La luz brillante es originada por gas irradiado que brilla intensamente a causa de estrellas j´ovenes muy callientes (T >20 000). Los puntos m´as brillantes son c´umulos. Desde una distancia peque˜na estos c´umulos probablemente se ven como M80 en Figura 12.1 (derecha). Por la distancia de M51 vemos solamente puntos peque˜nos.

En elCap´ıtulo 2demostramos que estos c´umulos est´an agrupados tambi´en. Lla-mamos a estos gruposcomplejos. Estos complejos tienen dimensiones similares a las de las nubes moleculares m´as grandes, de las cuales tambi´en se forman todas las estre-llas. Sin embargo, las masas de los complejos son un factor de dos hasta tres veces m´as bajos de las masas de las nubes. De esta manera podr´ıamos deducir que 33 %-50 % del gas molecular se convierte en estrellas.

En elCap´ıtulo 3vemos en M51 las caracter´ısticas de diversos c´umulos. Compa-rando la luminosidad del c´umulo con los modelos de evoluci´on de ´estos (v´ease§12.1) nos es posible estimar las edades y las masas de aproximadamente mil c´umulos. ´Estos son generalmente mucho m´as masivos que los c´umulos abiertos. ´Esto es porque la pro-babilidad de encontrar un c´umulo masivo es m´as grande si el n´umero total de c´umulos es m´as 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 m´as grande que si se eligen solamente diez personas. Tambi´en demostramos que un peque˜no porcentaje (±30 %) de los c´umulos j´ovenes sobrevive sus primeros diez millones de a˜nos. Esto es por que en ese per´ıodo el gas que no se ha transformado en estrellas es expulsado por los vientos de las estrellas j´ovenes. Todas las estrellas, tambi´en el sol, expelen materia durante sus vidas, similar a un viento. El gas que no se ha convertido en estrellas funciona como pegamento gravitacional. Cuando es expulsado, todas las estrellas siguen su propia trayectoria.

En elCap´ıtulo 4investigamos la escala t´ıpica de tiempo de destruci´on de c´ umu-los en M51. Consideramos aquelumu-los que han sobrevivido a umu-los primeros diez milliones de a˜nos y que despu´es pierden estrellas por varias influencias internas y externas. Observando la cantidad de c´umulos pudimos deducir su expectativa de vida. Descu-brimos que es muy breve, m´as o menos cien millones de a˜nos. Tambi´en result´o que depende de la masa: mientras m´as masivo es un c´umulo, m´as alta la probabilidad de sobrevivir.

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galaxias. Result´o que la dependencia de la masa es muy similar en otras tres galaxias, pero en M51 los c´umulos viven menos que en las otras. C´alculos te´oricos predicen una expectativa de vida que es diez veces mayor que nuestras observaciones, esa diferencia se explica en la Parte II.

13.2.2.

Parte II: Simulaciones de

N

-cuerpos de la destruci´

on

de c´

umulos

Las cortas vidas de los c´umulos que observamos en los cap´ıtulos anteriores no pu-dieron ser explicados por los modelos existentes que calculan como pierden los c´umulos sus estrellas en una galaxia. En esta parte de la Tesis, investigamos trastornos adicio-nales en la vida de un c´umulo, como por ejemplo, colisiones con nubes moleculares y brazos de espirales.

En elCap´ıtulo 6muestro una introducci´on sobre las teor´ıas existentes. Cuando un objecto masivo pasa cerca de un c´umulo, ´este ejerce fuerzas de marea en el c´umulo. 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 teor´ıas que predicen que pasa con un c´umulo por esas fuerzas.

En losCap´ıtols 7 y 8comparamos las teor´ıas con simulaciones deN-cuerpos. En una simulaci´on deN-cuerpos todas las fuerzas, entre las estrellas, estan computadas y las estrellas estan en movimiento dependiendo de la dimensi´on y la direcci´on de las fuerzas. Debido a que ´estas simulaciones se pueden hacer para un n´umero de cuerpos variableN (estrellas, planetas, etc.), se llaman simulaciones deN-cuerpos. El ejemplo m´as 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 est´a solucionado por Newton hace muchos a˜nos. 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 peque˜nos y seguir el sistema en el tiempo, porque necesitamos computar las fuerzas de todas las estrellas hacia todas las estrellas, un c´alculo cuesta cuatro veces m´as cuando hay el doble numero de estrellas. Por eso hemos hecho todos los c´alculos en super-computadores especiales, en Marsella y Amsterdam. Estos computadores son especializados en c´alculos de gravitaci´on y se llamanGRAPE, desdeGRAvity PipE, y pueden hacer 100 Tera (= 1014) c´alculos por segundo.

Con elGRAPEhicimos c´alculos de c´umulos pasando a trav´es de un brazo espiral de una galaxia y colisiones entre un c´umulo y nubes moleculares masivas. Los brazos espirales contribuyen levemente a la p´erdida de estrellas del c´umulo, pero no as´ı con las nubes moleculares. Son muy importantes en la destruci´on de c´umulos.

En el Cap´ıtulo 9 combinamos los resultados de los Cap´ıtulos 7 y 8 con los re-sultados de la p´erdida de masa por evaporaci´on en una galaxia y por la evoluci´on de las estrellas individuales en los c´umulos abiertos. Considerando estos cuatro procesos se puedecalcular la p´erdida total de masa y se puede predecir la edad m´axima de los c´umulos abiertos. Hemos comparado nuestro modelo con las observaci´ones y existe mucho parecido.

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13.2.3.

Parte III: Un m´

aximo para la masa de c´

umulos

regu-lares

La tercera Parte es sobre la masa m´axima de c´umulos. Durante el estudio de las edades y las masa de c´umulos en M51 (Cap´ıtulo 3) encontramos, por suerte, que hay un m´aximo para la masa de un c´umulo.

En elCap´ıtulo 10introducimos un m´etodo para buscar un m´aximo. El principio es muy f´acil. Ya explicamos que en § 13.2.1 la oportunidad de buscar un c´umulo masivo se incrementa con el n´umero de c´umulos observados, porque sabemos que al dividir el n´umero de c´umulos por una masa particular, podemos predecirla masa del c´umulo m´as masivo basado en el n´umero total. Comparando otra vez con las alturas de personas, asumir que 1 % de la gente mide m´as que dos metros. Esto significa que en cien personas, en promedio tiene que haberuna persona m´as alta que dos metros. Basado en estos argumentos demostramos en un n´umero de galaxias que esto es aplicable. Pero, en dos galaxias resulta que el c´umulo m´as masivo es demasiado ligero. Tambi´en introducimos un m´etodo para buscar un m´aximo en una galaxia sin deducir las masas de todos los c´umulos directamte.

Usamos este m´etodo en Cap´ıtulo 11 para deducir el m´aximo para c´umulos en M51. En nuevos datos, en los cuales el disco entero de M51 esta visible (Figura 1.3) encontramos casi cinco veces m´as c´umulos que en el Cap´ıtulo 3, esto significa que la masa esperada es aun m´as pesada, pero no la encontramos. Hay c´umulos arriba de este l´ımite que descubrimos en otras galaxias. Pero, otros investigadores han buscado que ´estos tienen caracter´ısticas fundamentales un poco diferentes que los c´umulos en la V´ıa L´actea. Por eso, concluimos que existe un m´aximo para las masas de c´umulos regulares.

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