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La receta para preparar un cúmulo estelar nuclear

Muy cerca del centro de la mayoría de las galaxias, existen cúmulos estelares muy densos, también conocidos como cúmulos estelares nucleares (donde ‘nuclear’ corresponde al núcleo de la galaxia, no al de los átomos). Estos grupos de estrellas son muy compactos y alcanzan una masa total de ¡hasta cien millones de soles! Las propiedades de estos cúmulos están fuertemente ligadas a las propiedades de la galaxia. De esta manera, entender de dónde provienen las propiedades de los cúmulos globulares nucleares, nos ayudará a comprender el proceso de evolución de las galaxias. Adicionalmente, las regiones con alta densidad estelar como estos cúmulos, suponen un medio perfecto para la colisión de estrellas y la creación de agujeros negros supermasivos.

Figura 1: Diagrama esquemático de la formación tradicional de cúmulos globulares nucleares. (Arriba) formación del cúmulo in-situ. (Abajo) migración del cúmulo al centro galáctico. Las nubes rojas representan nubes de gas denso donde se formarán nuevas estrellas; los puntos negros representan grupos de estrellas; las flechas representan el movimiento de estos grupos en el espacio.

Figura 1: Diagrama esquemático de la formación tradicional de cúmulos globulares nucleares. (Arriba) formación del cúmulo in-situ. (Abajo) migración del cúmulo al centro galáctico. Las nubes rojas representan nubes de gas denso donde se formarán nuevas estrellas; los puntos negros representan grupos de estrellas; las flechas representan el movimiento de estos grupos en el espacio.

¿Cómo terminan estas estrellas en el centro de las galaxias? Puede haber dos mecanismos: que estas estrellas se hayan formado en este lugar (in-situ) o que hayan migrado. Estos dos casos representan casos extremos: en la formación in-situ, las estrellas y el cúmulo resultante se forman en el centro galáctico; en el caso de migración, estas estrellas se forman en algún lugar en la galaxia y luego caen en dirección al centro galáctico. La Figura 1 muestra una representación de estos dos casos, en donde las nubes rojas son nubes de gas, los puntos negros son nuevas estrellas y las flechas muestran el movimiento del gas y las estrellas alrededor y en dirección al centro galáctico.

El artículo de hoy, propone un proceso híbrido entre estos casos extremos, tambien conocido como “migración activa” (Figura 2). En este nuevo caso, el cúmulo estelar continúa formando estrellas a medida que migra en dirección al centro galáctico. La colisión de varios cúmulos, puede incluso generar nuevas oleadas de formación estelar. Los autores investigan este nuevo caso a través de simulaciones numéricas y proponen propiedades observables para un sistema donde éste haya sido el principal mecanismo para formar el cúmulo globular nuclear.

Figura 2: Ilustración esquemática de la formación de un cúmulo a través de la "migración activa", propuesta en el artículo.

Figura 2: Ilustración esquemática de la formación de un cúmulo a través de la “migración activa”, propuesta en el artículo.

Los cúmulos nucleares son observados comúnmente en galaxias enanas. Las simulaciones presentadas en este artículo, comienzan con una galaxia enana con un disco rico en gas, un disco estelar y un halo de materia oscura. Estos componentes se atraen el uno a el otro a través de su interacción gravitacional, generando regiones de alta concentración de gas en donde se formarán las estrellas. Después de que las estrellas se hayan formado, éstas son capaces de modificar su entorno emitiendo radiación y explotando como supernovas. ¡Ahora vamos a ver el proceso de “migración activa” en acción!

Figura 3: Densidad de gas superficial de estrellas proyectadas (arriba) en el plano galáctico y (abajo) a través del disco galáctico. Cluste 1 y 2 se forman lejos del centro galáctico y luego se unen para formar un cúmulo globular nuclear. La forma achatada del cúmulo nuclear resultante, se observa en el panel de abajo a la derecha, la cual puede ser usada como una propiedad observacional del proceso de "migración activa". (Cortado de la figura 5 en el artículo original)

Figura 3: Densidad de gas superficial de estrellas proyectadas (arriba) en el plano galáctico y (abajo) a través del disco galáctico. Cluster 1 y 2 se forman lejos del centro galáctico y luego se unen para formar un cúmulo globular nuclear. La forma achatada del cúmulo nuclear resultante, se observa en el panel de abajo a la derecha, la cual puede ser usada como una propiedad observacional del proceso de “migración activa”. (Cortado de la figura 5 en el artículo original)

La Figura 3 muestra la densidad proyectada de estrellas formada en el transcurso de la simulación. Las interacciones gravitacionales y las explosiones de supernova inducen irregularidades en el disco galáctico. Los dos cúmulos más masivos son llamados Cluster 1 y Cluster 2, y dominan el contenido estelar y la tasa de formación estelar de la galaxia. Algunos cúmulos mas pequeños son destruidos debido a las interacciones con los cúmulos principales, de los cuales solo unos pocos sobreviven al final de la simulación. Debido a estas interacciones gravitacionales, los dos cúmulos masivos caen en dirección al centro galáctico, encontrandose allí y uniéndose para formar un cúmulo globular nuclear. La re-distribución del momento angular durante la unión de los cúmulos, elonga la forma del cúmulo en el plano de rotación mientras que los polos se achatan (Panel de abajo a la derecha de la Figura 3). Un cúmulo globular con forma esférica implica que no ha sufrido interacciones y uniones con otros cúmulos.

 

Figura 4: Evolución temporal de la tasa de formación de estrellas de (azul) los cúmulos masivos Cluster 1 y 2, (negra) la galaxia y (roja) el cúmulo globular nuclear. Después de la unión de los cúmulos masivos, ~1.7 Gyr, la energía liberada por las nuevas estrellas disminuye drásticamente la tasa de formación estelar de la galaxia.

Figura 4: Evolución temporal de la tasa de formación de estrellas de (azul) los cúmulos masivos Cluster 1 y 2, (negra) la galaxia y (roja) el cúmulo globular nuclear. Después de la unión de los cúmulos masivos, ~1.7 Gyr, la energía liberada por las nuevas estrellas disminuye drásticamente la tasa de formación estelar de la galaxia.

La Figura 4 muestra la evolución de la tasa de formación estelar en los dos cúmulos masivos. Al contrario que en el caso de migración, ambos cúmulos forman estrellas continuamente a medida que migran a través de la galaxia. La unión definitiva de estos cúmulos comprime el gas formando una nube de gas densa, la cual producirá un “starburst” (evento de muy alta formación estelar). La energía liberada por las nuevas estrellas, dispersa el gas remanente y termina de forma casi instantánea el proceso de formación estelar. Esto se puede observar como una disminución rápida en la tasa de formación estelar a ~1.7 Gyr de evolución. En el escenario de formación in-situ, se espera que todas las estrellas del cúmulo se formen en el centro galáctico  de forma continua. Por esta razón, los autores proponen una propiedad que podría ser observada en estos cúmulos si el proceso de formación es la “migración activa”: los cúmulos globulares nucleares deben estar achatados en sus polos y tener un déficit de estrellas jóvenes. Esto podría ayudar a diferenciar cúmulos globulares formados a través de diferentes procesos.

Como se discute en el artículo, estos tres procesos de fomación de cúmulos globulares no son mutuamente excluyentes. La realidad es más complicada de lo que muesrtan las simulaciones. Por ejemplo, estructuras galácticas como las barras, los brazos espirales o la acreción de gas intergaláctico pueden jugar un papel importante en la formación de los cúmulos globulares nucleares. Sin embargo, este artículo nos ayuda a descubrir canales de formación de estas estructuras hasta ahora ignorados.

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  1. Pingback: ¿De donde vienen los cúmulos globulares de la Vía Láctea? | Astrobites en español - 01/07/2019

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