Ciência

Aglomerado de estrelas

Aglomerado de estrelas , qualquer um dos dois tipos gerais de assembléias estelares mantidas juntas pela atração gravitacional mútua de seus membros, que estão fisicamente relacionados por meio de uma origem comum. Os dois tipos são aglomerados abertos (anteriormente chamados galácticos) e aglomerados globulares.

Centro do aglomerado estelar 47 Tucanae (NGC 104), mostrando as cores de várias estrelas. A maioria das estrelas mais brilhantes são estrelas amarelas mais velhas, mas algumas estrelas azuis jovens também são visíveis. Esta imagem é uma composição de três imagens tiradas pelo Telescópio Espacial Hubble. Foto AURA / STScI / NASA / JPL (foto da NASA # STScI-PRC97-35)

Descrição geral e classificação

Os aglomerados abertos contêm de uma dúzia a muitas centenas de estrelas, geralmente em um arranjo assimétrico. Em contraste, os aglomerados globulares são sistemas antigos contendo milhares a centenas de milhares de estrelas compactadas em uma forma simétrica, aproximadamente esférica. Além disso, grupos chamados associações, compostos de algumas dezenas a centenas de estrelas de tipo semelhante e origem comum, cuja densidade no espaço é menor do que a do campo circundante, também são reconhecidos.

Centro do aglomerado de estrelas M15, conforme observado pelo Telescópio Espacial Hubble. Foto AURA / STScI / NASA / JPL (foto da NASA # STScI-PRC95-06)

Haffner 18 Open star cluster Haffner 18. ESO

Quatro aglomerados abertos são conhecidos desde os primeiros tempos: as Plêiades e Hyades na constelação Touro , Praesepe (a colmeia) na constelação de Câncer e Coma Berenices. As Plêiades foram tão importantes para alguns povos primitivos que nascer ao pôr do sol determinou o início de seu ano. O aparecimento do aglomerado de Coma Berenices a olho nu levou à denominação de sua constelação pelo cabelo de Berenice, esposa de Ptolomeu Euergetes do Egito (século IIIbce); é a única constelação com o nome de uma figura histórica.

Embora vários aglomerados globulares, como Omega Centauri e Messier 13 na constelação de Hércules, sejam visíveis a olho nu como manchas nebulosas de luz, a atenção foi dada a eles somente após a invenção do telescópio. O primeiro registro de um aglomerado globular, na constelação Sagitário , data de 1665 (mais tarde foi denominado Messier 22); o seguinte, Omega Centauri, foi registrado em 1677 pelo astrônomo e matemático inglês Edmond Halley.

As investigações de aglomerados globulares e abertos ajudaram muito na compreensão da Via Láctea. Em 1917, a partir de um estudo das distâncias e distribuições dos aglomerados globulares, o astrônomo americano Harlow Shapley, então do Observatório do Monte Wilson, na Califórnia, determinou que seu centro galáctico ficava na região de Sagitário. Em 1930, a partir de medições de tamanhos angulares e distribuição de aglomerados abertos, Robert J. Trumpler, do Lick Observatory, na Califórnia, mostrou que a luz é absorvida ao viajar por muitas partes do espaço.

A descoberta de associações estelares dependia do conhecimento das características e movimentos de estrelas individuais espalhadas por uma área substancial. Na década de 1920, notou-se que estrelas azuis quentes e jovens (tipos espectrais O e B) aparentemente se reuniam. Em 1949, Victor A. Ambartsumian, um astrônomo soviético, sugeriu que essas estrelas eram membros de agrupamentos físicos de estrelas com uma origem comum e as chamou de associações O (ou associações OB, como são freqüentemente designadas hoje). Ele também aplicou o termo associações T a grupos de estrelas anãs variáveis T Tauri irregulares, que foram observadas pela primeira vez no Observatório Mount Wilson por Alfred Joy.

O estudo de aglomerados em galáxias externas começou em 1847, quando Sir John Herschel no Observatório do Cabo (no que hoje é a África do Sul) publicou listas de tais objetos nas galáxias mais próximas, as Nuvens de Magalhães. Durante o século 20, a identificação de aglomerados foi estendida a galáxias mais remotas pelo uso de grandes refletores e outros instrumentos mais especializados, incluindo telescópios Schmidt.

Aglomerados globulares

Mais de 150 aglomerados globulares eram conhecidos na Via Láctea nos primeiros anos do século XXI. A maioria está amplamente espalhada na latitude galáctica, mas cerca de um terço deles estão concentrados em torno do centro galáctico, como sistemas de satélite nos ricos campos estelares de Sagitário-Escorpião. As massas dos aglomerados individuais incluem até um milhão de sóis, e seus diâmetros lineares podem ter várias centenas de anos-luz; seus diâmetros aparentes variam de um grau para Omega Centauri até nós de um minuto de arco. Em um aglomerado como o M3, 90 por cento da luz está contida em um diâmetro de 100 anos-luz, mas a contagem de estrelas e o estudo das estrelas membros de RR Lyrae (cujos intrínseco o brilho varia regularmente dentro de limites bem conhecidos), incluindo um maior, de 325 anos-luz. Os aglomerados diferem acentuadamente no grau em que as estrelas estão concentradas em seus centros. A maioria deles parece circular e provavelmente esférica, mas alguns (por exemplo, Omega Centauri) são visivelmente elípticos. O aglomerado mais elíptico é M19, seu eixo principal sendo cerca do dobro do seu eixo menor.

Distribuição de aglomerados de estrelas abertos e globulares na Galáxia. Encyclopædia Britannica, Inc.

Os aglomerados globulares são compostos por objetos da População II (ou seja, estrelas antigas). As estrelas mais brilhantes são as gigantes vermelhas, estrelas vermelhas brilhantes com magnitude absoluta de -2, cerca de 600 vezes o Do sol brilho ou luminosidade. Em relativamente poucos aglomerados globulares têm estrelas tão intrinsecamente fracas como o Sol foram medidas, e em nenhum desses aglomerados as estrelas mais fracas foram registradas. A função de luminosidade para M3 mostra que 90 por cento da luz visual vem de estrelas pelo menos duas vezes mais brilhantes que o Sol, mas mais de 90 por cento da massa do aglomerado é composta por estrelas mais fracas. A densidade perto dos centros dos aglomerados globulares é de aproximadamente duas estrelas por ano-luz cúbico, em comparação com uma estrela por 300 anos-luz cúbicos na vizinhança solar. Estudos de aglomerados globulares mostraram uma diferença nas propriedades espectrais de estrelas na vizinhança solar - uma diferença que provou ser devido a uma deficiência de metais nos aglomerados, que foram classificados com base na crescente abundância de metais. Estrelas do aglomerado globular são entre 2 e 300 vezes mais pobres em metais do que estrelas como o Sol, com a abundância de metal sendo maior para aglomerados próximos ao centro da galáxia do que para aqueles no halo (os confins da Galáxia estendendo-se muito acima e abaixo de seu plano ) As quantidades de outros elementos, como o hélio, também podem diferir de cluster para cluster. Acredita-se que o hidrogênio nas estrelas do aglomerado chegue a 70–75% em massa, o hélio 25–30% e os elementos mais pesados 0,01–0,1%. Estudos radioastronômicos estabeleceram um limite superior baixo na quantidade de hidrogênio neutro em aglomerados globulares. Pistas escuras de nebuloso a matéria são características intrigantes em alguns desses agrupamentos. Embora seja difícil explicar a presença de massas distintas e separadas de matéria não formada em sistemas antigos, a nebulosidade não pode ser material de primeiro plano entre o aglomerado e o observador.

Cerca de 2.000 estrelas variáveis são conhecidas nos 100 ou mais aglomerados globulares que foram examinados. Destes, talvez 90 por cento são membros da classe chamada variáveis RR Lyrae. Outras variáveis que ocorrem em aglomerados globulares são Cefeidas de População II, RV Tauri e estrelas U Geminorum, bem como estrelas Mira, binários eclipsantes e novas.

A cor de uma estrela, como observado anteriormente, foi encontrada geralmente para corresponder à sua temperatura de superfície e, de uma forma um tanto semelhante, o tipo de espectro mostrado por uma estrela depende do grau de excitação dos átomos que irradiam luz nela e portanto, também na temperatura. Todas as estrelas em um determinado aglomerado globular estão, dentro de uma porcentagem muito pequena da distância total, a distâncias iguais da Terra, de modo que o efeito da distância no brilho é comum a todas. Os diagramas de magnitude de cor e magnitude do espectro podem, portanto, ser plotados para as estrelas de um aglomerado, e a posição das estrelas no arranjo, exceto por um fator que é o mesmo para todas as estrelas, será independente da distância.

Em aglomerados globulares, todas essas matrizes mostram um grande agrupamento de estrelas ao longo da sequência principal inferior, com um ramo gigante contendo estrelas mais luminosas curvando-se de lá para cima até o vermelho e com um ramo horizontal começando na metade do ramo gigante e se estendendo em direção ao azul.

Diagrama de Hertzsprung-Russell Diagrama de magnitude de cor (Hertzsprung-Russell) para um antigo aglomerado globular formado por estrelas de População II. Encyclopædia Britannica, Inc.

Esta imagem básica foi explicada como devido às diferenças nos cursos de mudança evolutiva que estrelas com composições mas diferentes massas se seguiriam após longos intervalos de tempo. A magnitude absoluta na qual as estrelas mais brilhantes da sequência principal deixam a sequência principal (o ponto de desvio ou joelho) é uma medida da idade do aglomerado, assumindo que a maioria das estrelas se formou ao mesmo tempo. Os aglomerados globulares na Via Láctea provam ser quase tão antigos quanto o universo, com uma média de talvez 14 bilhões de anos de idade e variando entre aproximadamente 12 bilhões e 16 bilhões de anos, embora esses números continuem a ser revisados. As variáveis RR Lyrae, quando presentes, encontram-se em uma região especial do diagrama cor-magnitude chamada de lacuna RR Lyrae, perto da extremidade azul da ramificação horizontal no diagrama.

Duas características dos diagramas de magnitude e cor do cluster globular permanecem enigmático . O primeiro é o chamado problema do retardatário azul. Atrasadas azuis são estrelas localizadas perto da sequência principal inferior, embora sua temperatura e massa indiquem que elas já deveriam ter evoluído fora da sequência principal, como a grande maioria das outras estrelas do aglomerado. Uma possível explicação é que um retardatário azul é a coalescência de duas estrelas de massa inferior em um cenário de renascimento que as transformou em uma estrela única, mais massiva e aparentemente mais jovem, mais acima na sequência principal, embora isso não se aplique a todos casos.

O outro enigma é referido como o segundo parâmetro problema. Além do efeito óbvio da idade, a forma e a extensão das várias sequências no diagrama de magnitude e cor de um aglomerado globular são governadas pela abundância de metais na composição química dos membros do aglomerado. Este é o primeiro parâmetro. No entanto, há casos em que dois aglomerados, aparentemente quase idênticos em idade e abundância de metal, mostram ramos horizontais que são bastante diferentes: um pode ser curto e atarracado, e o outro pode se estender muito em direção ao azul. Há, portanto, evidentemente outro parâmetro ainda não identificado envolvido. A rotação estelar foi sugerida como um possível segundo parâmetro, mas agora parece improvável.

Magnitudes integradas (medições do brilho total do aglomerado), diâmetros do aglomerado e a magnitude média das 25 estrelas mais brilhantes possibilitaram as primeiras determinações de distância com base na suposição de que as diferenças aparentes eram devidas inteiramente à distância. No entanto, os dois melhores métodos para determinar a distância de um aglomerado globular são comparando a localização da sequência principal no diagrama de cor-magnitude com a de estrelas próximas ao aglomerado globular no céu e usando as magnitudes aparentes das variáveis RR Lyrae do aglomerado globular . O fator de correção para o avermelhamento interestelar, que é causado pela presença de matéria interveniente que absorve e avermelha a luz estelar, é substancial para muitos aglomerados globulares, mas pequeno para aqueles em latitudes galácticas altas, longe do plano da Via Láctea. As distâncias variam de cerca de 7.200 anos-luz para M4 a uma distância intergaláctica de 400.000 anos-luz para o aglomerado denominado AM-1.

As velocidades radiais (as velocidades nas quais os objetos se aproximam ou se afastam de um observador, consideradas positivas quando a distância está aumentando) medidas pelo efeito Doppler foram determinadas a partir de integrado espectros para mais de 140 aglomerados globulares. A maior velocidade negativa é 411 km / s (quilômetros por segundo) para NGC 6934, enquanto a maior velocidade positiva é 494 km / s para NGC 3201. Essas velocidades sugerem que os aglomerados globulares estão se movendo em torno do centro galáctico em órbitas altamente elípticas. O sistema de aglomerados globulares como um todo tem uma velocidade de rotação de cerca de 180 km / s em relação ao Sol, ou 30 km / s em uma base absoluta. Para alguns aglomerados, os movimentos das estrelas individuais em torno do centro massivo foram realmente observados e medidos. Embora os movimentos adequados dos aglomerados sejam muito pequenos, aqueles para estrelas individuais fornecem uma útil critério para associação de cluster.

Os dois aglomerados globulares de maior luminosidade absoluta estão no hemisfério sul nas constelações Centaurus e Tucana. Omega Centauri, com uma magnitude visual absoluta (integrada) de -10,26, é o aglomerado mais rico em variáveis, com quase 200 conhecidos no início do século 21. Deste grande grupo, três tipos de estrelas RR Lyrae foram distinguidos pela primeira vez em 1902. Omega Centauri está relativamente próximo, a uma distância de 17.000 anos-luz, e carece de um núcleo nítido. O aglomerado designado 47 Tucanae (NGC 104), com uma magnitude visual absoluta de -9,42 a uma distância semelhante de 14.700 anos-luz, tem uma aparência diferente com forte concentração central. Ele está localizado perto da Pequena Nuvem de Magalhães, mas não está conectado a ela. Para um observador situado no centro deste grande aglomerado, o céu teria o brilho do crepúsculo na Terra por causa da luz das milhares de estrelas próximas. No hemisfério norte, M13 na constelação de Hércules é o mais fácil de ver e é o mais conhecido. A uma distância de 23.000 anos-luz, foi exaustivamente investigado e é relativamente pobre em variáveis. M3 em Canes Venatici, a 33.000 anos-luz de distância, é o segundo cluster mais rico em variáveis, com bem mais de 200 conhecidos. A investigação dessas variáveis resultou na colocação das estrelas RR Lyrae em uma região especial do diagrama cor-magnitude.