Cúmul obert
Els cúmuls estelars oberts són grups d'estreles formats a partir d'una mateixa núvol molecular, sense estructura i en general asimètrics. També es denominen cúmuls galàctics, ya que es poden trobar per tot el pla galàctic.
Les estreles dels cúmuls oberts es troben lligades entre sí gravitacionalment, pero en menor medida que les dels cúmuls globulars. Les estreles que alberguen solen ser jóvens, massives i molt calentes, i el seu número pot oscilar des d'una decena fins a varis mills. Es troben repartits en espais de l'orde de la trentena d'anys llum i, per les forces de marea produïdes pel centre de la galàxia, es van disgregando llentament. Solament s'observen cúmuls oberts en galàxies espirals i irregulars, degut a que en elles la formació estelar és més activa.
El diàmetro mig dels cúmuls oberts és d'uns 10 pársecs (30 anys llum), i encara que s'han classificat al voltant de 1100 cúmuls oberts en la nostra galàxia, s'estima que la sifra podria ser cent voltes superior. Este número tan escàs es deu a que els cúmuls que es troben a més de 5000 anys llum de nosatres (el diàmetro de la Via Làctea és de 100 000 anys llum) no poden ser vists ni tan sols en els telescopis més potents, puix la pols galàctica dificulta la seua observació provocant lo que es coneix com absorció interestelar (el mig interestelar absorbix part de la llum, aplegant a la Terra més debilitada), la qual, ademés, afecta en major grau a la llum blava, per lo que els cúmuls oberts, rics en estreles blaves i localisats especialment en el disc galàctic, es veuen molt perjudicats en este sentit.
Els cúmuls oberts més jóvens poden estar continguts encara en el núvol molecular que els va donar orige, allumenant-la i originant una regió H II. En el pas del temps, la pressió de radiació provinent del cúmul provocarà que el núvol molecular es disperse. Per lo general, s'estima que el 10 % de la massa d'un núvol de gas es condensará en forma d'estreles ans que la pressió de radiació haja expulsat el restant del gas.
Els cúmuls oberts són objectes molt importants per a l'estudi de la formació estelar. Degut a que totes les estreles del cúmul posseïxen la mateixa edat i similar composició química, es poden estudiar més fàcilment els paràmetros variables que en estreles aïllades.
Les Híades formen el cúmul obert més propenc a la Terra, mentres que el de les Pléyades és l'eixemple més famós de cúmul obert, el més lluent i conspicuo de tots, abdós en la constelació de Tauro.
Observacions a través de l'història
[editar | editar còdic]
Ya des de l'antiguetat, els cúmuls oberts més destacats, com les Pléyades, les Híades o El Pesebre, han segut reconeguts com a grups d'estreles. Ptolomeo, en l'any 138 a. C., ya mencionava alguns cúmuls oberts com el que du el seu nom (cúmul de Ptolomeo) o el propenc Melotte 111. Uns atres creïen que eren nebulosas i, per fi, despuix de l'invenció del telescopi en 1609, Galileo va observar El Pesebre i va reconéixer per primera volta que estava constituït per estreles. Com els cúmuls oberts són molt lluents, es podien vore fàcilment en els primers telescopis, i en 1782 ya es coneixien 66 cúmuls oberts diferents. Les observacions telescòpiques varen descobrir dos tipos distints de cúmuls: uns que contenien mils d'estreles formant una esfera regular i que es trobaven per tot el cel, pero més habitualment entorn al centre de la Via Làctea; i uns atres que presentaven una població d'estreles més dispersa i distribuïda d'una forma més irregular. Estos es trobaven, per lo general, en el pla de la galàxia o prop d'ell. Els astrònoms varen dividir els cúmuls estelars en cúmuls globulars i cúmuls oberts, respectivament.
Pronte es percataron de que les estreles dels cúmuls oberts es trobaven físicament relacionades. En 1767, el reverent John Michell va calcular que la provabilitat de que un grup d'estreles, com les Pléyades, siga el resultat de la disposició que s'observa des de la Terra si foren estreles sense relació, és de sol 1 entre 496 000.[1] l'astrometría es va tornar més precisa, revelant que les estreles del cúmul posseïxen un moviment propi comú a través de l'espai, i les mides espectroscópicas varen mostrar una velocitat radial comuna, demostrant definitivament que les estreles dels cúmuls varen nàixer al mateix temps, que es troben a la mateixa distància de nosatres i que estan relacionades entre elles com a grup.
A pesar de que els cúmuls oberts i els cúmuls globulars formen dos grups distints, realment no existix diferència apreciable entre un cúmul globular de molt escassa densitat i un cúmul obert en molta població d'estreles. Alguns astrònoms creuen que els dos tipos de cúmuls estelars funcionen a partir del mateix mecanisme, sent l'única diferència que les condicions que varen permetre la formació dels cúmuls globulars que contenen centenars de mils d'estreles ya no es donen actualment en la nostra galàxia.
Formació
[editar | editar còdic]
Una gran part de les estreles s'han format originàriament en sistemes múltiples (és dir, de més d'una estrela), ya que un sol núvol de gas que continga vàries voltes la massa del Sol seria lo suficientment pesada com per a colapsar baix la seua pròpia gravetat, pero no hi hauria manera de fer-ho en una estrela aïllada.
Els cúmuls oberts tarden molt poc temps en formar-se si ho comparem en la vida dels mateixos. La seua formació comença en el colapse de part d'un gran núvol molecular, una densa i immens núvol de gas molt fret que alberga varis centenars de voltes la massa del Sol. Existixen multitut de factors que poden iniciar el colapse del núvol molecular, o de part d'ella, i per tant començar a formar el cúmul obert, com poden ser les ones de choc d'una supernova propenca o les interaccions gravitacionals, entre molts atres. Una volta que el núvol molecular ha començat a colapsar, es va fragmentant en grups cada volta més chicotets, obtenint com resultat la formació de varis mils d'estreles. En nostra galàxia, s'estima que el ritme de formació de cúmuls oberts és d'un cada pocs mils d'anys.
Una volta que la formació d'estreles ha començat, les més calentes i massives (de tipo OB) emetran ingents cantitats de radiació ultravioleta. Esta radiació ioniza ràpidament el gas circumdant del gran núvol molecular, lo que causa la formació d'una regió H II. Els vents estelars de les estreles més massives, junt en la pressió de radiació, dirigixen cap a fòra els gasos del núvol i els van expulsant en el temps; a la veta d'uns pocs millons d'anys el cúmul experimentarà la seua primera supernova, contribuint en gran mida a expulsar gas del sistema. Passades vàries decenes de millons d'anys, el cúmul ya es troba lliure de gas i la formació d'estreles ha finalisat. Per lo general, menys del 10 % del gas inicial del cúmul aplega a formar part de les estreles abans de ser dissipat.
Un atre model possible és que el cúmul es forme ràpidament a causa de la contracció del núcleu del núvol molecular i, una volta que les estreles més massives comencen a lluir, expulsen el gas residual a la velocitat del sò. Des de que el núcleu del núvol comença a contraure's fins que el gas és repelit sol passar d'un a tres millons d'anys, i degut a que generalment solament el 30 % o 40 % del gas del núcleu del núvol forma estreles, el procés d'expulsió del gas residual pot perjudicar sériament al cúmul, podent perdre gran part de les seues estreles, o inclús la totalitat d'elles. Els cúmuls que es formen d'esta manera sofrixen una pèrdua de massa prou significativa en les primeres etapes de formació, i una part important de les estreles mor en el procés. Degut a que la majoria de les estreles, si no totes, es formen en cúmuls, se'ls coneix com els pilars fonamentals de construcció de les galàxies. La violenta expulsió de gas que dona forma als cúmuls estelars en el moment del seu naiximent deixa chafada en la morfologia i estructura cinemàtica de la galàxia.[2]
Pot ocórrer que dos o més cúmuls oberts separats s'hagen format a partir del mateix núvol molecular. Un eixemple d'això ho tenim en la Gran Núvol de Magallanes, a on els cúmuls Hodge 301 i R136 es varen formar en la nebulosa de la Taràntula. En la nostra galàxia, el rastreig del moviment de dos importants cúmuls oberts propencs, Híades i El Pesebre, sugerix que es varen formar a partir del mateix núvol uns 600 millons d'anys arrere.
En ocasions, dos cúmuls que naixen al mateix temps poden aplegar a formar un cúmul binario, i es calcula que aproximadament el 8 % dels cúmuls oberts ho són. El millor eixemple de la Via Làctea són els cúmuls «h Persei» i «χ Persei», els quals formen el cridat Cúmul Doble de Perseo, encara que es coneix que existixen en seguritat, a lo manco dèu cúmuls dobles més. No obstant, es coneixen molts més casos tant en la chicoteta com en el Gran Núvol de Magallanes, puix la seua detecció resulta més fàcil en sistemes externs que en la nostra pròpia galàxia degut a que els efectes de proyecció poden provocar que cúmuls sense relació alguna apareguen molt prop uns d'uns atres.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Michell, John(1767).Philosophical Transactions.57
- ↑ Kroupa, Pavel. «The Fonamental Building Blocks of Galaxies». Proceedings of the Gaia Symposium “The Three-Dimensional Universe with Gaia”. Consultat el 2008-07-26.
Bibliografia adicional
[editar | editar còdic]
- Este artícul conté una traducció derivada de «Cúmulo abierto» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.