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CÚMULOS GLOBULARES EN EL GRUPO LOCAL
© Eduard Garcia Ribera, 2013
INTRODUCCIÓN
Nuestro grupo local comprende una treintena de galaxias distribuidas en tres zonas dominantes o sistemas: Andrómeda, Triangulum y Vía
Láctea (a partir de ahora VL).
Muchos hemos visto al telescopio o en fotografías a M13, M15 o M3, perlas de la noche que no necesitan presentación, relativamente cercanos a
nosotros y que forman parte de la VL. Este artículo no tratará sobre ellos, los más conocidos, sino sobre los cúmulos globulares (a partir de ahora
CG) extragalácticos de las zonas de Andrómeda y Triangulum y sobre aquellos casos especiales de nuestra galaxia que se encuentran a gran
distancia o muestran una dudosa procedencia. Los CG pertenecientes a galaxias localizadas por debajo de declinación -10º (Enana de Fornax,
WLM...) tampoco se incluyen en el texto.
Por otro lado, habrá una parte del artículo que tratará sobre la observación visual con telescopio de estos distantes objetos celestes, todo un reto
dada su lejanía y baja luminosidad, pero apasionante desafío si somos conscientes de lo que representan.
Cabe señalar que en la VL hay cerca de 200 CG (no demasiados comparando por ejemplo con M87, que contiene unos 12.000) y en nuestra
vecina Andrómeda (M31) unos 500 o más.
Los CG suelen contener estrellas viejas y de baja metalicidad (Población II) y desempeñan un papel importante dentro de la historia de las
galaxias ya que nos pueden explicar muchas cosas sobre su formación y evolución. Son los fósiles del firmamento, homónimos a los terrestres
en su papel de comprensión de la vida en nuestro planeta. Así pues, el estudio de las edades y abundancias de los CG puede proporcionar valiosa
información sobre la formación y evolución de los sistemas citados.
Para enfatizar sobre la importancia de los CG, recordar que fue a través del estudio de la distribución de estos en nuestra galaxia, a principios del
siglo XX (por Harlow Shapley), como se destronó al Sol de su supuesta ubicación central y se definió su actual posición en una región periférica
de la VL.
1. ZONA ANDROMEDA
© Todas las imágenes son cortesía del autor (excepto la Figura 3).
FIGURA 1: M31 en Color (LRGB). A diferencia de los cúmulos globulares de la VL, que muestran una dispersión de edad relativamente baja, los
cúmulos globulares de Andrómeda tienen un rango de edad mucho más amplio. Edwin Hubble fue el primero en detectar CG en M31 y a partir de
entonces se extendió la búsqueda a otras galaxias.
FIGURA 2: Algunos de los CG de nuestra vecina Andrómeda, señalizados en amarillo y con su número de catálogo G. También podemos ver las
galaxias satélites M 32 y M 110, así como la nube estelar NGC 206. El gran cúmulo globular G1 queda fuera del campo de la imagen.
Magnitud visual de los Globulares de la Figura 2
G 35: 15.5
G 58: 15.5
G 64: 15.1
G 70: 16
G 72: 14.9
G 73: 14.9
G 76: 14.2
G 78: 14.2
G 108: 15.7
G 119: 15
G 148: 15
G 150: 15.4
G 156: 15.6
G 172: 15.2
G 222: 15.2
G 226: 15.4
G 279: 15.3
G 280: 14.2
G1: ¿Globular o galaxia enana?
G1, también conocido como Mayall II, fue descubierto en 1953 por N.U. Mayall y O.J. Eggen. Es el cúmulo globular más brillante de M31 ya
que contiene varios millones de estrellas (unos 12 millones) y se encuentra a unos 130.000 años luz de M 31. Desde nuestra perspectiva G1
(igual que G2) parece no formar parte de M 31 ya que la distancia angular en el firmamento es de unos 2.5 grados.
Su magnitud absoluta se estima en -10,9 (superior a Omega Centauri) característica que lo convierte en el más luminoso de todo el Grupo Local.
Se lo considera uno de los globulares más antiguos y un ladrillo primigenio procedente de la construcción inicial de las galaxias en el universo,
que llevaría insertado en sus genes parte del mismo.
Sin embargo, el hecho de que en G1 conviven varias poblaciones estelares con una variada composición química y de que su tamaño es
demasiado grande para un globular típico, implica que se lo considere también el núcleo remanente de una galaxia enana (o de varias) que fue
absorbida por M31 hace millones de años. A todo ello cabe añadir que seguramente posee un agujero negro en su interior (se estima en 18.000
masas solares, cifra que se infiere de las velocidades de las estrellas que orbitan el núcleo del cúmulo). Se trataría de un agujero negro de masa
intermedia (entre estelar y núcleo galáctico), raros en el universo y muy valiosos por ser seguramente las semillas de dónde nacieron los
agujeros negros supermasivos. Se cree que este tipo de agujero negro sólo existe en el interior de galaxias enanas en formación que han sido
despojadas de sus estrellas más externas por un encuentro con alguna galaxia cercana.
Observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble y el Observatorio Keck en Hawai mantienen la hipótesis del agujero negro en G1 y
refuerzan la idea de que G1 no es un CG y sí una galaxia enana.
FIGURA 3: Localización de G1 [Copyright NASA, Palomar Observatory/Z. Levay (STScI)]
FIGURA 4: En esta imagen G2 (perteneciente también a M 31) muestra aspecto estelar junto a la lejana galaxia UGC 330. Por el
contrario G1 se revela no puntual, con una tenue neblina que rodea al núcleo.
FIGURA 5: G1 resampleado al 800%.
FIGURA 6: globulares cercanos a NGC 205. Algunas observaciones indican que G73 pertenece a M110.
En la constelación de Cassiopeia encontramos las galaxias enanas NGC 185 y NGC 147 formando un sistema doble a la vez satélite de M
31. Los cúmulos encontrados en NGC 185 tienen sólo unos cientos de millones de años y la galaxia presenta formación estelar reciente. Por
el contrario NGC 147 muestra una gran población de estrellas viejas dentro de un amplio rango de edad y metalicidad pero sin actividad
reciente.
FIGURA 7: NGC 185. Walter Baade observó por primera vez
en 1944 la existencia de dos cúmulos que catalogó como posibles
globulares. Posteriormente Paul Hodge identificó 3 candidatos
más. GC2 no se muestra porqué resultó ser una galaxia de fondo.
GC5 o Hodge 5, es el más brillante con magnitud 16.7.
FIGURA 8: NGC 147. Walter Baade también identificó en esta
galaxia 2 cúmulos. Posteriormente se percató que cerca del
núcleo había un objeto no estelar (GC1), de un color más azul
que la galaxia, lo que le llevó a considerarlo un globular más.
Paul Hodge completó la lista con otro posible candidato. El más
brillante de los cuatro es CG3 (Hodge 3), con magnitud 17.
OBSERVACIÓN VISUAL DE LOS CG EN LA ZONA DE ANDRÓMEDA
Es posible observar al telescopio algunos de los CG de esta zona, la mayoría de ellos se mostrarán al ocular como una débil estrella, unos pocos
pueden mostrar algo más. Para encontrarlos hace falta preparar la observación en casa y salir al campo con unas buenas cartas de localización.
El autor ha empleado para las observaciones un reflector de 40cm bajo cielos oscuros. Los más destacados son:
M31
G1: su magnitud de 13.7 y un tamaño angular de medio minuto de arco, lo convierten en el más accesible de todos. Hay observadores que lo
describen como un discreto borrón ya con telescopios de tan sólo 15cm de diámetro. Otros, con instrumentos a partir de los 25 cm, bajo buenos
cielos y con generoso aumento (unos 200x), lo observan como una estrella triple: una de ellas claramente no estelar, mostrándose difusa con una
tenue neblina que envuelve a un núcleo algo más brillante. Con 40cm, a 200x, el autor aprecia perfectamente su naturaleza no estelar: un parche
difuso con un núcleo más brillante.
G 76: magnitud 14.3. En la región de la nube estelar NGC 206 se localiza fácilmente con 40cm a 200x: presenta aspecto estelar algo difuso, mayor
aumento no mejora su aspecto. Los siguientes cúmulos se observan únicamente como puntos estelares pero son accesibles perfectamente con un
40cm o inferior, ya que su magnitud es superior a 15: G 78, G 72, G 208.
M 32
G 73: magnitud 15. A 200x se percibe bastante bien como una estrella. Mejora notablemente con visión indirecta.
NGC 185
Hodge 5: magnitud 16.7. A 400x parece intuirse en visión indirecta, pero la imagen va y viene constantemente. Difícil.
NGC 147
Hodge 3: magnitud 17. No es visible con el reflector de 40 cm.
2. ZONA TRIANGULUM
FIGURA 9: Galaxia M33 en color (LRGB)
M33 o galaxia del Triangulo, es el tercer miembro más destacado del Grupo Local pero pequeño en comparación con M31 o con la Vía Láctea. Se
encuentra un poco más lejos que Andrómeda pero al igual que ésta se acerca hacia nosotros.
El disco de la galaxia contiene interesantes zonas de formación estelar como por ejemplo NGC 604, una de las mayores regiones HII conocidas y
que curiosamente tiene un espectro muy similar a M42, la Gran nebulosa de Orión.
Por otro lado, posee un bulbo poco prominente pero con una notable población estelar en el halo: tiene unos 60 CG asociados que comparten
características parecidas a los de nuestra galaxia. Se cree que, de la misma forma que en la VL, los CG de M33 son los restos fósiles de los primeros
episodios de formación estelar de la galaxia. Sin embargo, se ha sugerido que la mayoría de los grupos de M33 tienen una edad intermedia, más
jóvenes que los de la Vía láctea. Este es un resultado interesante para establecer comparativas entre las 2 galaxias. La VL se encuentra en un medio
ambiente bastante revuelto (interaccionando con galaxias enanas y corrientes de marea que cruzan el sistema) y M33 parece habitar en un lugar más
apacible, todo ello indicativo de que la masa y el medio ambiente galáctico están muy relacionados en la formación de los halos y de los CG.
El estudio de los CG de nuestras vecinas del Grupo Local permite medidas detalladas de cinemática, metalicidad y otros parámetros, y sin duda se
revela como una poderosa herramienta para reconstruir la historia de su formación. El incremento en la calidad de las observaciones de galaxias
lejanas permitirá extrapolar estos resultados con un grado de precisión muy bueno.
FIGURA 10: La imagen muestra algunos de los globulares de M 33 y la brillante nebulosa NGC 604.
Magnitud visual de los Globulares de la Figura 8
C 13: 16.76
C 20: 17.67
C 27: 16.48
C 39: 15.9
G 4: 17.3
G 7: 18.4
G 14: 16.4
G 21: 16
G 40: 16
G 47: 16.7
G 48: 16.7
G 49: 17.1
U 77: 17.9
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OBSERVACIÓN VISUAL DE LOS CG EN LA ZONA DE TRIANGULUM
Los CG de esta zona son más débiles y difíciles de observar que los de Andrómeda y en general requieren de telescopios más potentes y
evidentemente de cielos oscuros. Es difícil apreciar algo más que puntos de luz, de morfología estelar. El autor ha empleado para la
observación el reflector de 40cm citado anteriormente. Los más destacados son:
C 39: magnitud 15.9. A 200x aparece en el ocular como un débil punto de luz, sin demasiadas complicaciones. Observadores con telescopios
más grandes lo reportan como un astro ligeramente borroso, en el límite entre puntual y difuso.
G 21: magnitud 16. Esa décima de menos se vuelve una barrera difícil, pero se consigue. Quizá el hecho de que al ocular se vea por
perspectiva contra el fondo de un brazo espiral explicaría su dificultad. A 200x, con 40cm, se aprecia como una estrella.
G 40: magnitud 16. A pesar de tener la misma luminosidad aparente que G21, es más fácil. A 200x también se observa como una diminuta y
débil estrella.
C 27: magnitud 16.48. Curiosamente, en muchos lugares se cita como el segundo más brillante de M33. A 200x se aprecia el 50% del tiempo
en visión indirecta, a más aumento se esfuma. Muy difícil para 40cm.
Hay algunos globulares controvertidos no mostrados en el mapa como U49 y U62, que algunas fuentes indican de magnitud 16.2 y 14.8
respectivamente. En el primer caso el autor no ha sido capaz de observarlo y en el segundo caso la luminosidad se explica porqué al globular
lo acompaña (casi solapada) una estrella de esa magnitud, visible ésta sin problemas con el reflector de 40cm. La luminosidad real del cúmulo
se estima en 16.5.
3. CASOS ESPECIALES EN LA VÍA LÁCTEA
En nuestra galaxia hay CG que, dada su inquietante lejanía o dudosa procedencia, plantean dudas. En el primer caso encontramos por ejemplo a
NGC 2149 (el vagabundo intergaláctico) el cual encierra el interrogante de si pertenece o no a la VL. En el segundo caso encontramos por ejemplo a
M54, Arp 2, Terzan 7 y 8, pertenecientes seguramente a la galaxia enana de Sagitario que actualmente está interactuando con la nuestra.
Otra muestra de este segundo grupo lo encontramos en Omega Centauri, un caso realmente especial, muy similar a G1 y muy diferente a la mayoría
de CG de la VL: contiene estrellas de diferentes generaciones, muestra un rango de metalicidades y de edades estelares muy dispar y seguramente
alberga un agujero negro de masa intermedia. Por todo ello, Omega Centauri es otro candidato (igual que G1) a ser el remanente del núcleo de una
galaxia enana, en este caso, galaxia que antaño fue satélite de nuestra Vía Láctea y que fue disgregada y absorbida por esta.
Todo lo anterior permite constatar que algunos CG de la VL no pertenecen realmente a ella. Dicho esto haremos una breve reseña sobre un
caso curioso: NGC 2149.
FIGURA 11: el “Vagabundo intergaláctico” o NGC 2419, se encuentra el doble de lejos que las Nubes de Magallanes.
NGC 2419 es un CG situado en Lynx, problemático por encontrarse a unos 300.000 años luz de nuestra galaxia.
Por sus características, se trata sin duda de uno de los CG más grandes de la VL, con una magnitud absoluta de -9,42 y una masa estimada en
alrededor de 900.000 masas solares. Gracias a ello y pese a su distancia, presenta una magnitud aparente de 10.4, que lo pone al alcance de casi
cualquier telescopio. De encontrarse a la distancia de M13 mostraría, desde la Tierra, un espectáculo sobrecogedor.
El nombre Vagabundo Intergaláctico proviene de su gran lejanía, que pone en duda su pertenencia a nuestra galaxia. Sin embargo, estudios recientes
sobre sus estrellas variables sugieren que seguramente sí que pertenece a ella y también que, a diferencia de Omega Centauri, no es el núcleo de una
galaxia enana que fue engullida y despedazada por nuestra galaxia millones de años atrás.
4. EPÍLOGO
Ya sea mediante la fotografía, el estudio o la observación visual al telescopio, el tema de los CG extragalácticos se vuelve apasionante. Una
disciplina a la que le queda mucho camino por recorrer ya que la falta de consenso en muchas de sus características básicas (distancias,
magnitudes, procedencia...) así lo indica. A todo ello se suman los enigmáticos agujeros negros de masa intermedia, que pueden dar
respuesta a muchos interrogantes y que aún se encuentran en fase inicial de estudio por parte de la comunidad científica.
Los Cúmulos Globulares tienen las llaves del cielo, atesoran valiosa información sobre el origen y formación del Universo.
DATOS SOBRE LAS FOTOGRAFÍAS DEL ARTÍCULO REALIZADAS POR EL AUTOR:
-Figura 1: FS78, QSI 540 (L:50min) - Ed80, Eos1000D (RGB:90min)
-Figura 7: N 250/1200, Atik 314L (L:35min)
-Figura 2: FS78, QSI 540 (L:50min)
-Figura 8: N 250/1200, Atik 314L (L:30min)
-Figura 4: LX200 ACF 10”, Atik 314L (L:10min)
-Figura 9: FS78, QSI 540 (L:50 min) - Ed80, Eos1000D (RGB:85 min)
-Figura 5: LX200 ACF 10”, Atik 314L (L:10min)
-Figura 10: FS78, QSI 540 (L:50min)
-Figura 6: FS78, QSI 540 (L:50min)
-Figura 11: LX200 ACF 10”, Atik 314L (RGB:50:70:80 min)
FUENTES:
–
Hodge, P.; Atlas of the Andromeda Galaxy, University of Washington Press, 1981 : http://ned.ipac.caltech.edu/level5/ANDROMEDA_Atlas/frames.html
–
Hubble Space Telescope WFPC2 Photometry of M33: Properties of the Halo Star Clusters and Surrounding Fields: Ata Sarajedini et al. 2000 The
Astronomical Journal 120 2437: http://iopscience.iop.org/1538-3881/120/5/2437/fulltext
–
The stellar populations of M 33. Sidney Van Den Bergh. 1991: http://adsabs.harvard.edu/full/1991PASP..103..609V
–
http://www.astronomy-mall.com/Adventures.In.Deep.Space/index.html
–
Crampton, D., Cowley, A., Schade, D., and Chayer, P.; Astrophysical Journal, 228, 494, 1985.
© Eduard Garcia Ribera, 2013
www.astroedu.net