EL ORIGEN DE LOS CÚMULOS ABIERTOS

Miguel Gilarte Fernández

Nebulosa M 8 "La Laguna", posee un cúmulo abierto en su interior.

 

Uno de los pocos objetos celestes que hoy podemos apreciar cómo nacen, son precisamente los cúmulos abiertos de estrellas. Casi todos los demás se suscriben a evoluciones avanzadas, como las galaxias, cúmulos globulares, enanas blancas, estrellas de neutrones, gigantes rojas, púlsares, agujeros negros, etc.

Al contemplar un cúmulo abierto o galáctico, observamos el nacimiento, el principio de la vida de las estrellas. No todas las estrellas nacen agrupadas, pero lo normal es que lo hagan así o al menos por parejas o en sistemas múltiples. Muchos de ellos los vemos como dobles y es precisamente porque nacieron de una misma “madre”. Pero, quiénes son las madres que dan a luz a estos maravillosos grupos estelares.

Son las nebulosas. Efectivamente, las masas de gases y polvo que se reúnen en el cielo dan lugar a formaciones de estrellas. Gran parte del espacio interestelar, está constituido por gas muy enrarecido, pero lo notamos a grandes distancias porque absorbe en cierta medida la luz de las estrellas. Los lugares de mayor concentración de gas y polvo, constituyen lo que llamamos nebulosas.

En ocasiones se hacen brillantes porque la luz de una estrella cercana y muy caliente de alta energía, excita los átomos del gas y la hace brillar; son las nebulosas de emisión. En otras, la estrella sólo se limita a enviar su luz hacia la nebulosa y ésta la refleja; hablamos entonces de nebulosas de reflexión. Otras nebulosas llamadas nebulosas oscuras, están tan alejadas de las estrellas que no llegan a iluminarse; bien por emisión o bien por reflexión. Cuando las nebulosas oscuras se proyectan sobre un campo estelar muy nutrido, tapan a todas o casi todas las estrellas que se encuentran tras ellas y parece como si abrieran huecos entre las luminarias.

 

Interior de la nebulosa de emisión M 42, "Gran Nebulosa e Orión". Sus estrellas al nacer con altísimas temperaturas, exitan a los átomos de la neulosa y ésta se enciende. Foto T.E. Hubble.		El cúmulo abierto de las Pléyades, está envuelto en una nebulosa que brilla por el reflejo de la luz de las estrellas componentes del cúmulo. Foto NASA, ESA, AURA/Caltech, Palomar Observatory		Nebulosa oscura "Cabeza de Caballo", no está iluminada por ninguna estrella, su figura se recorta sobre el fondo de otra nebulosa brillante.

 

Cualquier astrónomo por novato que sea, ha visto en innumerables ocasiones la nebulosa de Orión (Gran Nebulosa de Orión o M 42), o la Trífida (M 20) o la Laguna (M 8), ambas en Sagitario, u otras muchas más que llaman poderosamente la atención. En nuestra Galaxia hay miles de ellas distribuidas entre los brazos espirales y dentro de ellos. Es agradecida la Vía Láctea en este material, por ser joven como todas las galaxias espirales.

Resulta curioso observar por ejemplo la nebulosa de Orión, incluso a simple vista. Con telescopio y en noche límpida somos capaces de contar infinidad de detalles e incluso numerosas estrellas azules en su interior.

Pero lo que vemos es una fantasía espacial (M 42), fruto de la grandiosidad de la nebulosa (20 años-luz en luz visible y hasta 100 de nebulosa oscura). Si fuéramos capaces de viajar hasta ella, se iría haciendo más tenue a medida que nos acercáramos hasta desaparecer por completo al atravesarla, sólo veríamos varios cientos de estrellas azules de temperaturas muy elevadas y con edades comprendidas entre los 100.000 y los 4.000.000 de años y en su mayoría variables, propio de la inestabilidad de las estrellas que dan sus primeros pasos en el Universo.

El bajo contenido de material de las nebulosas es increíble. Sirva como dato el hecho de que en un laboratorio se consigue un vacío de 10^-21 g/cm³, o lo que es lo mismo, en el medio interestelar que se aproxima a prácticamente nada (aproximadamente 1 átomo por cm³). En las nebulosas difusas, la masa que contiene sólo supera en unas 1.000 veces la del espacio interestelar y muy por debajo de la obtenida en el vacío del laboratorio. La presión atmosférica en una nebulosa al igual que la gravedad, es prácticamente nula. En el vacío del espacio se consigue una presión de 1/1.000.000.000.000.000 atmósferas. Ningún aparato por muy sofisticado que sea puede medirlo.

De la observación telescópica de las nebulosas se tiene constancia desde hace siglos, como las realizadas por Nicolás Peiresc y Galileo de la nebulosa de Orión, pero de los estudios sobre la naturaleza, sólo se habla desde principios del siglo XX.

Gracias a los espectroscopio, (aparato que sirve para identificar el espectro de los objetos), se ha podido recopilar suficiente información como para conocer con precisión la composición de las nebulosas. Se han detectado siete elementos primordiales, aunque en proporciones muy diferentes. Ninguna sorpresa fue el reconocer que el hidrógeno y el helio eran los más abundantes como ocurre en cualquier parte del Universo observable.

Las cantidades a nivel general son las siguientes por número de átomos (no se habla ni tan siquiera de gramos) distribuidos por m³ (no se habla ni tan siquiera de cm³ ), referido al gas que contienen las nebulosas:

Hidrógeno	1.000.000
Helio	100.000
Oxígeno	1.000
Carbono	100
Sodio	10
Calcio	6
Potasio	2

Si sumamos a estas ridículas cifras el polvo que habita junto al gas, es como si repartiéramos una pequeña cucharada de arena por una extensión algo inferior a la que ocupa España (con un diámetro de 700 km). Es por ello por lo que si algún día somos capaces de llegar hasta ellas, no notaríamos su presencia de forma visual. Quizás el Sol está inmerso en una sutil nebulosa o quizás las estrellas azules y cercanas, pero no es posible detectar su presencia por el elevado enrarecimiento. Imaginemos ahora el tamaño que deben tener y a la distancia que deben estar para contemplar nebulosas tan hermosas como la M 42.

El interior de las nebulosas siguen siendo espacios muy fríos y de gran enrarecimiento, pero las distancias son tan enormes en la Galaxia que la suma de varias nebulosas pueden llegar a taparnos la luz de las estrellas que están detrás de los conglomerados gaseosos. Con grandes telescopios o en fotografías, es posible detectarlas en forma de nebulosas o bandas oscuras en las galaxias espirales que se presentan vistas de canto con respecto a la visual de la Tierra.

Una franja oscura cruza el ecuador galáctico de punta a punta. Un ejemplo claro es la galaxia M 104 en la constelación de Virgo, más conocida como la galaxia “Sombrero“ y que está dividida por una franja oscura.

 

La "Galaxia del Sombrero", M104, posee como todas las galaxias espirales una franja oscura de gas y polvo que cruza el ecuador. Foto T.E. Hubble. NASA.

Las nebulosas son pues creadoras de soles y por lo general encontraremos en ellas estrellas en formación, aunque no siempre, y el motivo puede estribar en que o bien son demasiado jóvenes o el material se ha agotado en beneficio de las ya formadas estrellas que se han alejado de las nebulosas.

Decimos que el polvo es otro elemento más que ayuda a la formación de las nebulosas. Cuando se habla de polvo, los astrónomos se refieren a unas partículas igual o inferior a una milésima de milímetro. La naturaleza de estas partículas hay que buscarla en el hielo, quizás no puro y con tendencia al grafito, cristales metálicos y hierro y a una temperatura tan baja que se acerca a los cero grados absolutos. Hoy se calcula que la temperatura del polvo interestelar es de 270º bajo cero.

La identificación de estas diminutas partículas es muy laboriosa, pensando para más pesar de los estudiosos que estas partículas están separadas por un km de distancia. Pero casi siempre hay algo con capacidad suficiente para medirlas y hallar su naturaleza y composición. Las enormes distancias en nuestra Galaxia, al igual que ocurría con el gas de las nebulosas, es fundamental.

Mientras más alejada se encuentre una estrella de nosotros, mayormente sufrirá el efecto del polvo cósmico. Lo notaremos por el enrojecimiento progresivo de las estrellas. A este efecto se le llama exceso de color y se tiene muy en cuenta a la hora de concretar las distancias de las estrellas alejadas pues pierden luz por la suma de la acumulación del polvo. Ya hablaremos de ello a la hora de medir las distancias a los cúmulos abiertos, sólo veremos aquí que el polvo realmente existe y es medible.

Como es evidente el porcentaje de polvo cósmico es mayor en las nebulosas difusas que el que se encuentra entre las estrellas, con una media de 100 a 1.000 veces superior.

La mayor acumulación de polvo visible en la Galaxia y desde nuestra posición, la tenemos observando hacia el centro de ella o en sus proximidades. Se cuentan por cientos las nebulosas oscuras que tapan las estrellas de fondo y parecen abrir huecos entre ellas. A principios del siglo XX se suponía todavía que eran espacios vacíos de estrellas, pero gracias a las técnicas avanzadas de la espectrometría, se ha podido deducir que son nebulosas de gas y polvo, ausentes, como ya sabemos, de estrellas en su interior o en sus cercanías.

Ya tenemos los materiales adecuados para formar nebulosas  gas y polvo), pero ahora veamos cómo se forman las estrellas dentro de ellas tomando como ejemplo una maravillosa nebulosas, denominada M 8 o nebulosa “ Laguna “ en la constelación austral de Sagitario, bien visible desde latitudes boreales medias.

Cerca de la dirección que nos conduce hacia el centro de la Galaxia en posición de 17h 46,1m - 28º 51’ y a pocos grados al SE de la estrella m de Sagitario, observamos a simple vista en noche oscura (magnitud visual 5,0) una mancha difusa notable, bajo otra menor que es M 20 o nebulosa “ Trífida “. Al ser contemplada con pequeños telescopios, se percibe Que está dividida en dos partes por una franja oscura que aparenta ser una laguna. También se aprecia en su interior un nutrido grupo de estrellas que es realmente un cúmulo estelar denominado NGC 6530, de la 4,6 magnitud conjunta, de 15’ de diámetro conteniendo más de 30 estrellas componentes (con telescopios de grandes dimensiones es posible llegar al centenar) de tipo espectral O5 y de temperatura elevadísima.

 

M 20 "Nebulosa Trífida".

La nebulosa se extiende de E a W. Es la mitad W la más extensa y brillante, mientras que al E se asienta el mayor número de estrellas del cúmulo. Las dimensiones de la nebulosa s es de 90’ X 40’.

La visión con telescopios de 200 mm o superior es pletórica, observándose jirones nebulosos que salen y entran de los núcleos principales. Un telescopio de estas medidas nos permite ver una superficie aproximada de 60’ X 35’ y aunque más débilmente y envolviendo las dos masas brillantes se extiende hacia el exterior una sutil corona difícil de apreciar visualmente y con zonas oscuras. El centro de la nebulosa y de la corona parece ser el cúmulo abierto que con telescopios pequeños aparenta estar muy descentrado. El corredor central no es totalmente negro y en él habitan unas seis estrellas de la 10ª y 11ª magnitud; entre ellas y en un extremo de la hilera, una pareja de 10ª magnitud separada por 23” de arco. Esta podría ser una breve descripción de la que se puede ver en la nebulosa “Laguna“. Pero vamos a estudiarla en profundidad.

John Herschel, tras pasear su telescopio cuidadosamente por esta nebulosa, se le antoja creer que el cúmulo no estaba vinculado a ella y que posiblemente estuviera más cercano a nosotros que la propia nebulosa. Los últimos estudios realizados, obtienen resultados nada semejantes. Tanto la nebulosa como el cúmulo se sitúan a la misma distancia, que se estima en unos 4.800 años-luz, aunque hay quien discrepa entre los 3.500 y los 5.000 años-luz. Pero la seguridad entre todos, es que el cúmulo está inmerso en la nebulosa.

 

John Herschel

El tamaño real de la nebulosa es de 60 X 40 años-luz, pero si atendemos a ese halo que se difumina hacia el exterior y rodea a los dos núcleos principales, puede llegar a los 100 años-luz, referido siempre al cúmulo estelar visible telescópicamente pues en fotografías la nebulosa se encuentra rodeada de estrellas más débiles que se asoman tímidamente entre la condensación.

¿Por qué brilla la nebulosa de la Laguna? Este es un caso típico de nebulosa de emisión (regiones H II) donde el hidrógeno está ionizado  los átomos excitados) por la fuerte energía que recibe en forma de radiación ultravioleta de las estrellas inmersas en la nube; producto de su juventud y temperatura. Sólo las estrellas que como máximo pertenecen al grupo espectral B1 (todas las del tipo espectral A y las B0 y B1), son capaces de encender los gases de las nebulosas, pues arrojan temperaturas del orden de los 20.000º C.

Una de las luminarias causantes de la iluminación de la nebulosa es la 9 Sagittarii, de la 5,9 magnitud y de espectro O5, pero también contribuyen a ello muchas decenas de estrellas gigantes azules en el interior de la nebulosa. El color de la Laguna es rojo, producido por los rayos ultravioletas que inciden e ionizan el hidrógeno. Pero lo más interesante de todo a la hora de estudiar el nacimiento de las estrellas y de los cúmulos abiertos como el que contiene la nebulosa M 8, son los descubrimientos realizados sobre glóbulos oscuros; los denominados glóbulos de Bock.

 

Las nubes oscuras son los glóbulos de Bock, en la nebulosa IC 2944

Las estrellas nacen por la acumulación de gas y polvo existentes en las nebulosas. Por muy enrarecidas que estén, la gravedad tiende a unir las partículas del espacio, más aceleradamente cuando de mayor densidad se trate. Esta fuerza descrita y estudiada por Newton (la tercera Ley de Kepler avanza algo sobre la gravedad), es la más débil de las cuatro fuerzas que hay en el Universo, pero es al mismo tiempo la fuerza de mayor alcance en la distancia.

Si le damos tiempo al tiempo, el contenido de las nebulosas irá cayendo en las regiones donde en principio había más abundancia (hoy parece claro que las explosiones de las estrellas supernovas contribuyen a apresurar el colapso gravitatorio de las nubes de gas y polvo por el frente de choque que barre y une las partículas del espacio interestelar). Al caer hacia un punto dichas partículas, se produce un rozamiento entre ellas que aumenta la temperatura. Al cabo de pocos miles de años se ha acumulado suficiente materia en un centro o núcleo como para acelerar aun más la implosión de la materia a un ritmo crecientemente acelerado. En principio parece como si la materia cayera descontroladamente hacia un centro, pero al subir rápidamente la temperatura (en el núcleo donde la masa es mayor, la temperatura alcanza cifras semejantes al millón de grados) el hidrógeno como elemento destacado y prácticamente único (sobre un 95% de la masa total) comienza a convertirse en helio y se da lugar a las primeras reacciones termonucleares que detienen momentáneamente la implosión, con explosiones que dilatan lo que ahora es la protoestrella. Estas dilataciones por explosiones termonucleares y las implosiones debidas a la fuerza gravitatoria continúan durante un largo período de tiempo, hasta que ambas fuerzas se contrapesan y se forma una estrella estable.

El tiempo de duración de la inestabilidad estelar o protoestelar, dependerá de la masa de la estrella y podrá ser de dos o tres millones de años en estrellas muy masivas y de muchos millones de años en estrellas poco masivas. La inestabilidad da lugar a estrellas variables como casi todas las que comienzan una nueva vida y todavía están en el interior de una nebulosa. Algunas son conocidas como variables del tipo T Tauri y RW Aurigae; ambas son prototipo de estrellas en formación, también llamadas variables nebulares.

 

Estrella T Tauri.

Pero el descubrimiento tal vez más interesante, no radica aquí, sino en los ya mencionados glóbulos de Bock en los que no hemos profundizado. Ya es hora.

En fotografías tomadas con potentes telescopios y de alta resolución, es posible contemplar estos glóbulos en la nebulosa Laguna. Tienen un diámetro que oscilan entre las 7.000 y las 10.000 unidades astronómicas, o lo que es lo mismo; hasta un billón y medio de kilómetros o más o menos la sexta parte de un año-luz. La densidad de estos objetos es muy superior a la del resto de la nebulosa, pues contiene entre 20 y 60 masas solares con temperaturas que llegan a los 260º bajo cero. A los astrofísicos parece gustarle la idea de que los glóbulos de Bock son el inicio de la fase de contracción de las estrellas, por lo tanto, el comienzo de la fase estelar, llegando a concebir el mismo nacimiento de las estrellas, tras haber indagado en el interior de las nebulosas difusas que llenan el espacio del disco galáctico.

Astrónomos como Becklin y Neugebauer, quizás hayan detectado en el interior de la nebulosa M 42 de Orión, el siguiente paso a los glóbulos de Bock, al estudiar objetos en expansión que emiten radiación infrarroja y que son altamente inestables, además de ser muy fríos. También los astrónomos Kleinman y Low, al estudiar dicha zona, detectaron objetos en la misma fase evolutiva o más prematura, pero capaces de emitir luz. Quizás éstas sean las tres primeras fases detectadas del nacimiento de las estrellas.

Las grandes nebulosas como la Laguna o M 42 de Orión entre otras muchas, han producido varias generaciones de estrellas, posiblemente varios cúmulos estelares que hoy pueden estar diseminados por las proximidades o lejanías de las nebulosas, pero ya no son reconocibles entre las estrellas de la Galaxia. Las nuevas generaciones estelares son las que vislumbramos envueltas entre las nebulosidades de la Galaxia. Estudios recientes confirman que la nebulosa de Orión ha enviado al espacio al menos dos generaciones de estrellas en pocos millones de años de diferencia. El procedimiento para esclarecerlo no es difícil al estudiar las trayectorias que siguen las estrellas en el espacio. Si retrocedemos en el tiempo, algunas estrella (generalmente con altas velocidades) confluyen en la nebulosa de Orión de la cual proceden y en la cual se engendraron.

Los resultados positivos de las investigaciones ayudan a los científicos a seguir desarrollando nuevas teorías sobre el origen de las estrellas y de los cúmulos abiertos que se multiplican por la Galaxia. La fuente del saber en este campo aún no está agotada, aunque ciertamente se adelanta a pasos de gigante.

 

Asociación Astronómica de España