22.3: Comprobando la teoría

Objetivos de aprendizaje

Al final de esta sección, podrás:

• Explicar cómo el diagrama H-R de un cúmulo estelar puede relacionarse con la edad del cúmulo y las etapas de evolución de sus miembros estelares
• Describir cómo el desvío de la secuencia principal de un clúster revela su edad

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 clústeres jóvenes

¿Qué predice la teoría para el diagrama H-R de un cúmulo cuyas estrellas se han condensado recientemente a partir 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 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 fuera a la derecha, aún en camino a la secuencia principal. Estas ideas se ilustran en la Figura\(\PageIndex{1}\), que muestra el diagrama H-R calculado por R. Kippenhahn y sus asociados en la Universidad de Munich para un hipotético cúmulo con una edad de 3 millones de años.

Figura Diagrama de Cluster\(\PageIndex{1}\) Joven H—R. Vemos un diagrama H-R para un hipotético grupo joven con una edad de 3 millones de años. Tenga en cuenta que las estrellas de masa alta (alta luminosidad) ya han llegado a la etapa de secuencia principal de sus vidas, mientras que las estrellas de menor masa (menor 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 verdaderos cúmulos estelares que se ajustan a esta descripción. El primero en ser estudiado (alrededor de 1950) fue NGC 2264, el cual todavía está asociado con la región de gas y polvo de la que nació (Figura\(\PageIndex{2}\)).

Figura Cúmulo\(\PageIndex{2}\) Joven NGC 2264. Ubicada a unos 2600 años luz de nosotros, esta región de estrellas recién formadas, conocida como el Cúmulo del Árbol de Navidad, es una mezcla compleja de gas hidrógeno (que es ionizado por estrellas incrustadas calientes y se muestra en rojo), oscuros carriles de polvo oscureciendo y brillantes estrellas jóvenes. La imagen muestra una escena de unos 30 años luz de ancho.

El diagrama H-R del clúster NGC 2264 se muestra en la Figura\(\PageIndex{3}\). El cúmulo en el centro de la Nebulosa de Orión (mostrado en las Figuras\(21.1.3\) y\(21.1.4\) en la Sección 21.1) se encuentra en una etapa similar de evolución.

Figura\(\PageIndex{3}\) NGC 2264 Diagrama H—R. Compare este diagrama H-R con el de la Figura\(\PageIndex{1}\); aunque los puntos se dispersan un poco más aquí, los diagramas teóricos y observacionales son notablemente, y de manera satisfecha, similares.

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

Para ver la evolución de un cúmulo estelar en una galaxia enana, puedes ver esta breve animación de cómo cambia su diagrama H-R.

La figura\(\PageIndex{4}\) es una fotografía de NGC 3293, un cúmulo que tiene unos 10 millones de años de antigüedad. Las densas nubes de gas y polvo se han ido. Una estrella masiva ha evolucionado hasta convertirse en un gigante rojo y se destaca como un miembro naranja especialmente brillante del cúmulo.

Figura\(\PageIndex{4}\) 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 en NGC 3293 es el miembro del cúmulo que ha evolucionado más rápidamente.

La figura\(\PageIndex{5}\) muestra el diagrama H-R del cúmulo abierto M41, que tiene aproximadamente 100 millones de años de antigüedad; para entonces, un número significativo de estrellas se han movido hacia la derecha y se han convertido en gigantes rojos. Observe la brecha que aparece en este diagrama H-R entre las estrellas cercanas a la secuencia principal y los gigantes rojos. 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 captado una estrella en el proceso de correr por esta parte del diagrama.

Figura\(\PageIndex{5}\) Cluster M41. (a) El cúmulo M41 es más antiguo que NGC 2264 (ver Figura\(\PageIndex{3}\)) y contiene varios gigantes rojos. Algunas de sus estrellas más masivas ya no están cerca de la secuencia principal de la era cero (línea roja). b) Esta fotografía en tierra muestra el cúmulo abierto M41. Tenga en cuenta que contiene varias estrellas de color naranja. Se trata de estrellas que han agotado el hidrógeno en sus centros, y se han hinchado para convertirse en gigantes rojos. (crédito b: modificación de obra por NOAO/AURA/NSF)

Diagramas H—R de clústeres antiguos

Después de que hayan pasado 4 mil millones de años, muchas más estrellas, incluidas las estrellas que son sólo unas pocas veces más masivas que el Sol, han dejado la secuencia principal (Figura\(\PageIndex{6}\)). 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, menor es el punto de la secuencia principal (y menor es la masa de las estrellas) donde las estrellas comienzan a moverse hacia la región gigante roja. La ubicación en el diagrama H-R donde las estrellas han comenzado a abandonar la secuencia principal se denomina desvío de secuencia principal.

Figura\(\PageIndex{6}\) H-R Diagrama para un clúster más antiguo. Vemos el diagrama H-R para un hipotético clúster 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 rojo-gigante. 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\(\PageIndex{7}\) muestra el diagrama H-R del cúmulo globular 47 Tucanae. Observe que las escalas de luminosidad y temperatura son diferentes a las de los otros diagramas H-R de este capítulo. En la Figura\(\PageIndex{6}\), por ejemplo, la escala de luminosidad del lado izquierdo del diagrama va de 0.1 a 100,000 veces la luminosidad del Sol. Pero en la Figura\(\PageIndex{7}\), la escala de luminosidad se ha reducido significativamente en extensión. Tantas estrellas de este antiguo cúmulo han tenido tiempo de apagar la secuencia principal que solo queda la parte inferior de la secuencia principal.

Figura\(\PageIndex{7}\) Clúster 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. Sólo nos estamos enfocando en la porción inferior de la secuencia principal, la única parte donde las estrellas aún permanecen en este antiguo cúmulo.

Echa un vistazo a este breve video de la NASA con una visualización tridimensional de cómo se crea un diagrama H-R para el cúmulo globular Omega Centauri.

¿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 diagramas H—R observados de clústeres 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 alejarse de la secuencia principal para convertirse en gigantes rojos) como 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 Figuras\(\PageIndex{3}\) y\(\PageIndex{6}\).

Mediante este método, algunas asociaciones y clusters abiertos resultan ser tan jóvenes como de 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 alejado del cúmulo, la formación estelar cesa, y las estrellas de masa progresivamente más baja se mueven fuera de la secuencia principal, como se muestra en las Figuras\(\PageIndex{3}\)\(\PageIndex{5}\),, y\(\PageIndex{6}\).

Para nuestra sorpresa, hasta el más joven de los cúmulos globulares de nuestra Galaxia se encuentra más antiguo que el cúmulo abierto más antiguo. Todos los cúmulos globulares tienen secuencias principales que se apagan a una luminosidad menor que la del Sol. La formación estelar en estos sistemas abarrotados cesó hace miles de millones de años, y no están llegando nuevas estrellas a la secuencia principal para reemplazar a las que se han apagado (Figura\(\PageIndex{8}\)).

Figura\(\PageIndex{8}\) H—R Diagramas para grupos de diferentes edades. Este boceto muestra cómo el punto de desactivación de la secuencia principal se reduce a medida que hacemos diagramas H-R para clústeres que son cada vez más antiguos.

De hecho, los cúmulos globulares son las estructuras más antiguas de nuestra Galaxia (y también en otras galaxias). Los más jóvenes tienen edades de alrededor de 11 mil millones de años y algunos parecen ser aún 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 mismo, 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.

Conceptos clave y resumen

El diagrama H—R de estrellas en un cúmulo cambia sistemáticamente a medida que el cúmulo envejece. Las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente. En los cúmulos y asociaciones más jóvenes, las estrellas azules altamente luminosas están en la secuencia principal; las estrellas con las masas más bajas se encuentran a la derecha de la secuencia principal y aún se contraen hacia ella. Con el paso del tiempo, las estrellas de masas progresivamente más bajas evolucionan alejándose de (o apagan) la secuencia principal. En los cúmulos globulares, que tienen al menos 11 mil millones de años, no hay estrellas azules luminosas en absoluto. Los astrónomos pueden usar el punto de desvío de la secuencia principal para determinar la edad de un cúmulo.

Glosario

desvío de secuencia principal

ubicación en el diagrama H-R donde las estrellas comienzan a salir de la secuencia principal