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Taller de Astronomía en Ciencias del Mundo Contemporáneo
5. Cúmulos estelares
investigación
5. Cúmulos estelares
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Autoras: Ana Ulla Miguel y Luisa Blanco Fernández
Cúmulo estelar
1. Definición
Un cúmulo estelar es un conjunto de estrellas agrupadas, que se forma en una misma
región de la nube molecular (o región de formación estelar) primigenia a la que originariamente
pertenece, y que están relacionadas de forma gravitacional, moviéndose en el espacio como se
huye un objeto celeste con entidad individual.
Por formarse en la misma región de la nube, las estrellas parten todas prácticamente
con la misma edad y composición química. Consideramos asimesmo que todas las estrellas
pertenecientes al mismo cúmulo se encuentran a la misma distancia de nosotros, si comparamos
con la distancia promedio entre el cúmulo y la Tierra.
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Todo esto quiere decir que la evolución a lo largo de la vida de las estrellas de un cúmulo
vendrá exclusivamente determiñada por las diferentes masas de las estrellas al nacer en él; esto
es: la masa de cada estrella será el único elemento que las diferencie dentro del cúmulo, desde
un punto de vista evolutivo y, por lo tanto, los cúmulos estelares son excelentes laboratorios
para probar las teorías de evolución estelar, mediante el estudio de su diagrama H-R (como
veremos en el Apartado 2).
Distinguimos entre “cúmulos abiertos” y “cúmulos cerrados” (o globulares). Los cúmulos
abiertos suenen estar formados por cientos de estrellas más bien nuevas (de cientos de millones
de años), contornos de gas, distribuidos de manera asimétrica y algo separados entres ellas.
Este tipo de cúmulos suenen ser ricos en metales (elementos químicos distintos de Hidrógeno
o Helio) y localizarense en el disco de nuestra galaxia (Vía Láctea). El cúmulo abierto más
conocido es el de las Pléyades, visible a simple vista en la constelación de Tauro (Imagen 1).
Los cúmulos globulares están formados por miles de estrellas viejas (con unos 10.000
millones de años de antigüedad), presentando una forma apiñada y esférica, y suenen situarse
en el halo de nuestra galaxia, aunque las veces se encuentran también en el disco de la
misma por estar este en su trayectoria. Uno de los cúmulos globulares más conocidos es M13
perteneciente a la constelación de Hércules (Imagen 1).
5. Cúmulos estelares
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Imagen 1: A la izquierda, cúmulo globular M13
(Observatorio Astronómico de Forcarei). A la derecha,
el cúmulo abierto de las Pléiades (NASA, ESA, AURA/
Caltech).
2. El diagrama H-R de los cúmulos estelares
Como sabemos, el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R , ver Ilustración 1) es una potente
herramienta utilizada en Astrofísica para probar la teoría de la evolución estelar, que nos indica en
qué momento de su vida se encuentra una estrella. Fue creado de manera independiente por los
astrónomos Ejnar Hertzsprung, en 1911, y Henry Russell, en 1913.
Mientras que Hertzsprung representaba la magnitude absoluta1 de una estrella frente a su color,
Russell la enfrentaba a su tipo espectral. Puesto que el color de la estrella y su tipo espectral son
parámetros análogos (que dependen de la temperatura superficial de la misma), resulta que los
diagramas representados en ambos formatos son equivalentes. Conociendo por lo tanto la luminosidad
de cualquier estrella y su color, podemos saber qué lugar ocuparía en este diagrama y, así, el estado
evolutivo de su vida en el momento de la medición.
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Ilustración 1: Diagrama H-R: en la diagonal se
encuentran la Secuencia Principal; abajo a
la izquierda la curva de enfriamiento de las
enanas blancas, las gigantes rojas estarían en
la mitad superior derecha y las supergigantes
por encima de estas (Fonte: Wikipedia).
Calcular la magnitud absoluta de una estrella implica conocer qué distancia si encuentra de
nosotros. Si la estrella está lo suficientemente perto podemos usar el paralaje para el cálculo de su
distancia pero si se encuentra muy lejos se hace muy complicado deducir ese parámetro ya que, como
sabemos, es muy difícil determiñar distancias en el Universo.
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En el caso de los cúmulos estelares, al están todas las estrellas a la misma distancia de la Tierra,
podemos usar su magnitud aparente en lugar de la magnitud absoluta (obviando el cálculo de sus
distancias individuales) y dibujar el diagrama H-R del cúmulo en su conjunto.
La forma del diagrama H-R de un cúmulo varía con la edad (ver Ilustración 2), a medida que sus
estrellas van abandoando la Secuencia Principal (SP) por evolución. De esta manera, podemos deducir
a distancia a un cúmulo y su edad comparando su diagrama H-R observado con un diagrama H-R
teórico, creado simulando la evolución de modelos estelares con las diferentes masas de las estrellas
Ilustración 2: Diagramas H-R teóricos de un cúmulo estelar para diferentes edades: 100 millones de años
(superior izquierda); 800 millones de años (superior derecha), 5000 millones de años (inferior izquierda),
10.000 millones de años (inferior derecha). Si como el punto de “turn-off” se va desplazando con la edad
desdel a esquina superior izquierda hacia la inferior derecha en la diagonal de la Secuencia Principal
(Fuente: Document SM 14: Circ.Version 1.0 de G. Snyder & L. Marschall, CLEA PROJECT).
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Como podemos ver en la Ilustración 2, hay un punto de curvatura llamado “punto de giro” (turnoff point, en inglés) en la Secuencia Principal que, a medida que el cúmulo evolucioa en el tiempo,
va variando desde la esquiña superior izquierda hacia la inferior derecha de esa diagonal. Así, la
determiñación de la posición de este punto de giro indica la edad del cúmulo.
Al mismo tiempo, para determiñar a distancia a un cúmulo, debe compararse su SP aparente
(construida con las magnitudes aparentes m de las estrellas del cúmulo) con la de las magnitudes
absolutas, M, ya que hay una fórmula fotométrica que liga esta diferencia de magnitudes m-M (llamada
“módulo de distancia”) con la distancia al cúmulo medida en parsecs.
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La magnitud absoluta, M, dunha estrela é a magnitude aparente que tería esa estrela a unha distancia de 10 parsecs. Un
parsec é unha unidade de lonxitude e defínese como a distancia á que unha Unidade Astronómica (distancia media do Sol á
Terra) subtende un ángulo dun segundo de arco. Un parsec equivale aproximadamente a 3 1013 km.
Por el contrario, la magnitud aparente, m, de una estrella es la cantidad observable (y medible en un determinado filtro
fotométrico) de luce que se recibe de ella.
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Taller de Astronomía en las Ciencias del Mundo Contemporáneo:
Fundamentos básicos y prácticas
Cúmulos Estelares
Autoras:
Ana Ulla Miguel
Doctora en Astrofísica.
Profesora del Depto. de Física Aplicada de la Universidade de Vigo
Divulgadora científica
Luisa Blanco Fernández
Licenciada en Matemáticas
Máster en Astrofísica
Técnico en operaciones telescópicas
Fundación CEO Ciencia y Cultura.
http://www.fc3.es/
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