Astronomía

En la sección anterior, indicamos que los cúmulos abiertos son más jóvenes que los cúmulos globulares, y las asociaciones suelen ser aún más jóvenes. En esta sección, mostraremos cómo determinamos las edades de estos cúmulos estelares. La observación clave es que las estrellas en estos diferentes tipos de cúmulos se encuentran en diferentes lugares en el diagrama H–R, y podemos usar sus ubicaciones en el diagrama en combinación con cálculos teóricos para estimar cuánto tiempo han vivido.

Diagramas H–R de Cúmulos jóvenes

¿Qué predice la teoría para el diagrama H–R de un cúmulo cuyas estrellas se han condensado recientemente de una nube interestelar? Recuerda que en cada etapa de la evolución, las estrellas masivas evolucionan más rápidamente que sus contrapartes de menor masa. Después de unos pocos millones de años («recientemente» para los astrónomos), las estrellas más masivas deberían haber completado su fase de contracción y estar en la secuencia principal, mientras que las menos masivas deberían estar a la derecha, todavía en camino a la secuencia principal. Estas ideas se ilustran en la Figura 1, que muestra el diagrama H–R calculado por R. Kippenhahn y sus asociados en la Universidad de Munich para un grupo hipotético con una edad de 3 millones de años.

Figura 1. Diagrama H–R de Cúmulo joven: Vemos un diagrama H–R para un hipotético cúmulo joven con una edad de 3 millones de años. Tenga en cuenta que las estrellas de alta masa (alta luminosidad) ya han llegado a la etapa de secuencia principal de sus vidas, mientras que las estrellas de menor masa (baja luminosidad) todavía se contraen hacia la secuencia principal de edad cero (la línea roja) y aún no están lo suficientemente calientes como para derivar toda su energía de la fusión de hidrógeno.

Hay cúmulos de estrellas reales que se ajustan a esta descripción. El primero en ser estudiado (alrededor de 1950) fue NGC 2264, que todavía está asociado con la región de gas y polvo de la que nació (Figura 2).

. Grupo joven NGC 2264: Ubicada a unos 2600 años luz de nosotros, esta región de estrellas recién formadas, conocida como el Cúmulo de Árboles de Navidad, es una mezcla compleja de gas hidrógeno (que es ionizado por estrellas incrustadas calientes y se muestra en rojo), líneas de polvo oscuras y oscuras y estrellas jóvenes brillantes. La imagen muestra una escena de unos 30 años luz de diámetro. (crédito: ESO)

El diagrama H-R del cúmulo NGC 2264 se muestra en la Figura 3. El cúmulo en el centro de la Nebulosa de Orión (que se muestra en Formación Estelar) se encuentra en una etapa similar de evolución.

Figura 3. Diagrama NGC 2264 H-R: Compare este diagrama H–R con el de la Figura 1; aunque los puntos se dispersan un poco más aquí, los diagramas teóricos y observacionales son sorprendentemente, y satisfactoriamente, similares.

A medida que los clústeres envejecen, sus diagramas H–R comienzan a cambiar. Después de un corto período de tiempo (menos de un millón de años después de llegar a la secuencia principal), las estrellas más masivas consumen el hidrógeno de sus núcleos y evolucionan de la secuencia principal para convertirse en gigantes rojas y supergigantes. A medida que pasa el tiempo, las estrellas de menor masa comienzan a abandonar la secuencia principal y se dirigen a la parte superior derecha del diagrama H–R.

La figura 4 es una fotografía de NGC 3293, un cúmulo que tiene aproximadamente 10 millones de años. Las densas nubes de gas y polvo se han ido. Una estrella masiva ha evolucionado para convertirse en una gigante roja y se destaca como un miembro naranja especialmente brillante del cúmulo.

Figura 4. NGC 3293: Todas las estrellas en un cúmulo estelar abierto como NGC 3293 se forman aproximadamente al mismo tiempo. Las estrellas más masivas, sin embargo, agotan su combustible nuclear más rápidamente y, por lo tanto, evolucionan más rápidamente que las estrellas de baja masa. A medida que las estrellas evolucionan, se vuelven más rojas. La estrella naranja brillante de NGC 3293 es el miembro del cúmulo que ha evolucionado más rápidamente. (crédito: ESO / G. Beccari)

La Figura 5 muestra el diagrama H-R del cúmulo abierto M41, que tiene aproximadamente 100 millones de años de antigüedad; en este momento, un número significativo de estrellas se han movido hacia la derecha y se han convertido en gigantes rojas. Observe el espacio que aparece en este diagrama H–R entre las estrellas cercanas a la secuencia principal y las gigantes rojas. Una brecha no implica necesariamente que las estrellas eviten una región de ciertas temperaturas y luminosidades. En este caso, simplemente representa un dominio de temperatura y luminosidad a través del cual las estrellas evolucionan muy rápidamente. Vemos una brecha para M41 porque en este momento en particular, no hemos atrapado una estrella en el proceso de correr a través de esta parte del diagrama.

Figura 5. Cúmulo M41: (a ) El cúmulo M41 es más antiguo que NGC 2264 (véase) y contiene varias gigantes rojas. Algunas de sus estrellas más masivas ya no están cerca de la secuencia principal de edad cero (línea roja). b) Esta fotografía terrestre muestra el cúmulo abierto M41. Tenga en cuenta que contiene varias estrellas de color naranja. Estas son estrellas que han agotado el hidrógeno en sus centros, y se han hinchado hasta convertirse en gigantes rojas. (crédito b: modificación de obra de NOAO / AURA / NSF)

Diagramas H-R de Cúmulos más Antiguos

Después de 4 mil millones de años, muchas más estrellas, incluidas estrellas que son solo unas pocas veces más masivas que el Sol, han abandonado la secuencia principal (Figura 6). Esto significa que no quedan estrellas cerca de la parte superior de la secuencia principal; solo quedan las estrellas de baja masa cerca de la parte inferior. Cuanto más viejo es el cúmulo, más bajo es el punto de la secuencia principal (y más baja es la masa de las estrellas) donde las estrellas comienzan a moverse hacia la región de la gigante roja. La ubicación en el diagrama H–R donde las estrellas han comenzado a abandonar la secuencia principal se llama el desvío de la secuencia principal.

Figura 6. Diagrama H-R para un Grupo más Antiguo: Vemos el diagrama H–R para un grupo hipotético más antiguo a una edad de 4,24 mil millones de años. Tenga en cuenta que la mayoría de las estrellas en la parte superior de la secuencia principal se han apagado hacia la región de la gigante roja. Y las estrellas más masivas del cúmulo ya han muerto y ya no están en el diagrama.

Los cúmulos más antiguos de todos son los cúmulos globulares. La Figura 7 muestra el diagrama H-R del cúmulo globular 47 Tucanae. Observe que las escalas de luminosidad y temperatura son diferentes de las de los otros diagramas H–R de este capítulo. En la Figura 6, por ejemplo, la escala de luminosidad en el lado izquierdo del diagrama va de 0,1 a 100.000 veces la luminosidad del Sol. Pero en la Figura 7, la escala de luminosidad se ha reducido significativamente en extensión. Tantas estrellas en este viejo cúmulo han tenido tiempo de apagar la secuencia principal que solo queda la parte inferior de la secuencia principal.

Figura 7. Cúmulo 47 Tucanae: Este diagrama H-R es para el cúmulo globular 47. Tenga en cuenta que la escala de luminosidad difiere de la de los otros diagramas H–R de este capítulo. Solo nos estamos centrando en la parte inferior de la secuencia principal, la única parte donde las estrellas aún permanecen en este antiguo cúmulo.

¿Qué edad tienen los diferentes clusters que hemos estado discutiendo? Para obtener sus edades reales (en años), debemos comparar las apariencias de nuestros diagramas H–R calculados de diferentes edades con los diagramas H–R observados de grupos reales. En la práctica, los astrónomos utilizan la posición en la parte superior de la secuencia principal (es decir, la luminosidad a la que las estrellas comienzan a moverse fuera de la secuencia principal para convertirse en gigantes rojas) como una medida de la edad de un cúmulo (el desvío de la secuencia principal que discutimos anteriormente). Por ejemplo, podemos comparar las luminosidades de las estrellas más brillantes que aún están en la secuencia principal en la Figura 3 y la Figura 6.

Utilizando este método, algunas asociaciones y agrupaciones abiertas resultan ser tan jóvenes como 1 millón de años, mientras que otras tienen varios cientos de millones de años. Una vez que toda la materia interestelar que rodea a un cúmulo se ha utilizado para formar estrellas o se ha dispersado y se ha alejado del cúmulo, la formación estelar cesa y las estrellas de masa progresivamente menor se mueven fuera de la secuencia principal, como se muestra en la Figura 3, la Figura 5 y la Figura 6.

Para nuestra sorpresa, incluso los cúmulos globulares más jóvenes de nuestra Galaxia son más antiguos que el cúmulo abierto más antiguo. Todos los cúmulos globulares tienen secuencias principales que se apagan con una luminosidad menor que la del Sol. La formación de estrellas en estos sistemas abarrotados cesó hace miles de millones de años, y no hay nuevas estrellas que lleguen a la secuencia principal para reemplazar a las que se han apagado (ver Figura 8).

Figura 8. Diagramas H-R para Grupos de Diferentes Edades: Este esquema muestra cómo el punto de desconexión de la secuencia principal se reduce a medida que hacemos diagramas H–R para grupos que son cada vez más antiguos.

De hecho, los cúmulos globulares son las estructuras más antiguas de nuestra Galaxia (y de otras galaxias también). Los más jóvenes tienen edades de alrededor de 11 mil millones de años y algunos parecen ser incluso mayores. Dado que estos son los objetos más antiguos que conocemos, esta estimación es uno de los mejores límites que tenemos sobre la edad del universo en sí: debe tener al menos 11 mil millones de años. Volveremos a la fascinante cuestión de determinar la edad de todo el universo en el capítulo sobre El Big Bang.

Glosario

desvío de secuencia principal:

ubicación en el diagrama H–R donde las estrellas comienzan a abandonar la secuencia principal