Cúmulo estelar

Os cúmulos estelares ou nubes de estrelas son grupos de moitas estrelas relativamente moi xuntas. Poden distinguirse dous tipos de cúmulos estelares: os cúmulos globulares son grupos apertados de centos ou miles de estrelas moi vellas que están gravitacionalmente unidas, mentres que os cúmulos abertos son grupos de estrelas agrupadas máis laxamente, que conteñen xeralmente menos duns poucos centos de membros, e adoitan ser estrelas moi novas. Os cúmulos abertos quedan distorsionados co tempo pola influencia gravitacional de nubes moleculares xigantes a medida que se moven a través da galaxia, pero os membros dos cúmulos continuarán movéndose en aproximadamente a mesma dirección polo espazo aínda que xa non están ligados gravitacionalmente; nese caso coñécense como asociacións estelares, ás veces denominados grupo en movemento.
Cúmulos de estrelas visibles a simple vista son as Pléiades, as Híades e o Cúmulo do Panal. Cúmulo globular
Os cúmulos globulares son agrupacións máis ou menos esféricas que constan de 10000 a varios millóns de estrelas que están xuntas en rexións de 10 a 30 anos luz de diámetro. Xeralmente constan de estrelas moi vellas da Poboación II, só uns centos de millóns de anos máis novas que o propio Universo, que son principalmente amarelas e vermellas, con masas de menos de dúas masas solares. Estas estrelas son as que predominan nos cúmulos porque as estrelas máis quentes e máis masivas que puideron algunha vez conter xa explotaron como supernovas ou evolucionaron ás fases de nebulosa planetaria para acabar convertidas en ananas brancas. Non obstante, existen unhas poucas estrelas azuis raras nos cúmulos globulares, que se cre que se formaron por fusións estelares nas rexións internas densas; estas estrelas coñécense co nome de estrelas atrasadas azuis.
Na nosa galaxia, os cúmulos globulares están distribuídos en agrupacións esféricas no halo galáctico, arredor do centro galáctico, orbitando o centro en órbitas moi elípticas. En 1917, o astrónomo Harlow Shapley estimou a distancia do Sol ao centro galáctico baseándose na distribución de cúmulos globulares; previamente a localización do Sol na Vía Láctea non fora ben establecida por ningún método.
Ata recentemente, os cúmulos globulares considerábanse un grande enigma en astronomía, e as teorías da evolución estelar daban idades para os membros máis antigos dos cúmulos globulares que eran maiores que as estimadas para a idade do Universo. Porén, a gran mellora na medición das distancias aos cúmulos globulares feita usando o satélite Hipparcos e as medidas cada vez máis precisas da constante de Hubble resolveron o paradoxo, dando unha idade para o Universo entre 13 e 14 mil millóns de anos e unha idade para as estrelas máis vellas duns poucos centos de millóns de anos menos.
Os supercúmulos estelares, como Westerlund 1 na Vía Láctea, poden ser os precursores dos cúmulos globulares.
A nosa galaxia ten uns 150 cúmulos globulares, algúns dos cales puideron ser capturados a partir de pequenas galaxias que foron distorsionadas pola Vía Láctea, como parece ser o caso do cúmulo globular M79. Algunhas galaxias son moito máis ricas en cúmulos globulares: a galaxia elíptica xigante M87 contén uns mil.
Só uns poucos dos cúmulos globulares máis brillantes son visibles a simple vista. O máis brillante é Omega Centauri, que xa se coñecía desde a antigüidade e fora catalogado como unha estrela antes da era dos telescopios modernos. O cúmulo globular mellor coñecido no hemisferio norte é M13. Formas intermedias
En 2005, os astrónomos descubriron un tipo totalmente novo de cúmulo estelar na galaxia de Andrómeda, que é en diversos aspectos moi similar aos cúmulos globulares (pero menos denso). Actualemnte, na Vía Láctea non se descubriu ningún destes cúmulos intermedios (tamén chamados cúmulos globulares estendidos). Os tres descubertos en Andrómeda son: M31WFS C1 M31WFS C2 e M31WFS C3.
Estes novos cúmulos estelares conteñen centos de estrelas, o que é un número similar ás que se poden encontrar en cúmulos globulares. Os cúmulos tamén comparten outras características con cúmulos globulares, por exemplo, as poboacións estelares e a metalicidade. O que os distingue dos cúmulos globulares é que son moito maiores (de varios centos de anos luz de diámetro) e centos de veces menos densos. As distancias entre as estrelas son, por tanto, moito maiores nos novos cúmulos estendidos descubertos. Parametricamente, estes cúmulos están a medio camiño entre un cúmulo globular (con pouca materia escuraa) e unha galaxia esferoidal anana (dominada pola materia escura).
Non se sabe como se formaron estes cúmulos, pero isto podería estar relacionado coa formación dos cúmulos globulares. Tampouco se sabe por que M31 (Andrómeda) ten estes cúmulos e a Vía Láctea non. Tamén se descoñece se hai outras galaxias que os teñan, pero sería moi improbable que M31 fose a única galaxia con eles.
Outro tipo de cúmulos son os "borrosos débiles" (faint fuzzies) que ata agora só se atoparon en galaxias lenticulares como NGC 1023 e NGC 3384. Están caracterizadas polo seu gran tamaño comparado co dos cúmulos globulares e unha distribución en anel arredor do centro das súas galaxias hospedadoras. Igual que estas últimas parecen ser obxectos vellos. Cúmulos abertos
Os cúmulos bertos son moi diferentes dos cúmulos globulares. A diferenza dos cúmulos globulares distribuídos esfericamente, están confinados no plano galáctico, e encóntranse case sempre nos brazos espirais. Xeralmente son obxectos xoves, de como máximo unhas poucas decenas de millóns de anos, con raras excepcións de obxectos duns poucos miles de millóns de anos de idade, como por exemplo Messier 67 (o cúmulo aberto vello máis próximo e máis observado). Fórmanse nas rexións H II como a nebulosa de Orion.
Os cúmulos abertos conteñen xeralmente uns poucos centos de membros, situados dentro dunha rexión duns 30 anos luz de diámetro. Como están moito menos poboados que os cúmulos globulares, están moito menos ligados gravitacionalmente, e co tempo son distorsionados pola gravidade de nubes moleculares xigantes e outros cúmulos. Os encontros próximos entre membros do cúmulo poden tamén orixinar a exección de estrelas, un proceso denominado 'evaporación'.
Os cúmulos abertos máis salientables son as Pleiades e as Híades na constelación de Tauro. O cúmulo dobre h+Chi Persei pode tamén ser prominente en ceos moi escuros. Os cúmulos abertos están a miúdo dominados por estrelas azuis novas quentes, porque aínda que ditas estrelas son de vida curta en termos estelares, e só duran unhas poucas decenas de millóns de anos, os cúmulos abertos adoitan dispersarse antes de que estas estrelas morran.
Establecer distancias precisas aos cúmulos abertos permite a calibración das relacións período-luminosidade que mostran as estrelas variables Cefeidas, que despois se utilizan como candea estándar para as medicións. As Cefeidas son luminosas e poden usarse para establecer tanto as distancias ás galaxias remotas coma a taxa de expansión do Universo (constante de Hubble). O cúmulo aberto NGC 7790 alberga tres cefeidas clásicas que son moi importantes para estes labores.
Supercúmulo estelar
Un supercúmulo estelar é unha rexión moi grande onde se están formando estrelas que se pensa é o precursor dun cúmulo globular.
Cúmulo incrustado
Os cúmulos incrustados son cúmulos estelares que están parcial ou totalmente incluídos en po ou gas interestelar. O exemplo máis famoso de cúmulo incrustado é o cúmulo de Trapecio. Na rexión central da nube ρ Ophiuchi (L1688) hai un destes cúmulos incrustados. Asociacións estelares
Unha vez que un cúmulo aberto quedou desligado gravitacionalmente ou se un grupo recentemente formado de estrelas non consegue formar un cúmulo, as estrelas constituíntes continuarán movéndose en direccións similares polo espazo. Un grupo así é entón denominado asociación estelar ou grupo en movemento. A maioría das estrelas do Setestrelo son membros dun anterior cúmulo aberto, chamado Grupo en movemento da Osa Maior, e teñen similares movementos propios. Outras estrelas do ceo, como Alphecca e Zeta Trianguli Australis, están relacionadas con este grupo. O Sol está no bordo desta corrente de estrelas polo momento, pero non forma parte do grupo como indican as súas difeentes órbitas galácticas, idade e composición química.
Outra asociación estelar é a que rodea Mirfak (α Persei), que é moi visible con prismáticos. Cúmulos en movemento distantes non poden detectarse doadamente, xa que se teñen que coñecer os movementos propios das súas estrelas. Importancia astronómica dos cúmulos
Os cúmulos estelares son importantes en moitas áreas da astronomía. Como as estrelas dun cúmulo naceron aproximadamente no mesmo momento, as diferentes propiedades de todas as estrelas dun cúmulo só están en funcón da súa masa, polo que as teorías de evolución estelar dependen de observacións dos cúmulos globulares e abertos.
Os cúmulos son tamén un paso esencial para determinar a escala de distancias do Universo. Uns poucos dos cúmulos máis próximos están o suficientemente preto como para que as súas distancias poidan medirse usando a paralaxe. Pode trazarse un diagrama de Hertzsprung–Russell para estes cúmulos, que ten valores absolutos coñecidos no eixe de luminosidade. Entón, cando se elabora un diagrama similar para un cúmulo cuxas distancias non se coñecen, a posición da secuencia principal pode compararse coa do primeiro cúmulo e as distancias estimadas. Este proceso coñécese como axuste da secuencia principal. O avermellamento e as poboacións estelares deben ser tidas en conta cando se usa este método. Nomenclatura
En 1979, a 17ª asemblea xeral da Unión Astronómica Internacional recomendou que os novos cúmulos, abertos ou globulares, que se descubran dentro da nosa galaxia sexan designados seguindo a convención "Chhmm±ddd", sempre empezando co prefixo C, onde h, m e d representan as coordenadas aproximadas do centro do cúmulo en horas e minutos de ascensión recta, e os graos de declinación, respectivamente, con ceros diante. A designación, unha vez asignada, non se cambiará, incluso se posteriores medicións melloran a localización do centro do cúmulo. A primeira desas designacións foi asignada por Gosta Lynga en 1982.