Sobrevivientes de un universo extremo

Título: Globular Cluster Formation and Evolution in the Context of Cosmological Galaxy Assembly: Open Questions
Autores: Duncan A. Forbes, Nate Bastian, Mark Gieles, Robert A. Crain, J. M. Diederik Kruijssen, Søren S. Larsen, Sylvia Ploeckinger, Oscar Agertz, Michele Trenti, Annette M. N. Ferguson, Joel Pfeffer, Oleg Y. Gnedin
Institución del primer autor: Centre for Astrophysics & Supercomputing, Swinburne University, Hawthorn, Australia
Estado: Aceptado para ser publicado en Proceedings of the Royal Society A journal

Los cúmulos globulares (CGs) son asociaciones masivas (>=10³ M_Sol) y algo compactas (<50 pc) de estrellas extremadamente viejas (>9 Gyr), que se encuentran dando vueltas alrededor de galaxias masivas o de disco (como la nuestra). Estos veteranos estelares han estado presentes (y seguramente influido) en casi ¡toda la historia del Universo! Su vida es un misterio, no estamos seguros de la época exacta en la que nacieron, ni de cuáles fueron las condiciones físicas del espacio en el que se formaron. Pero lo que sí sabemos es que su evolución no fue tranquila.

El estudio de estos objetos longevos nos ha permitido tanto constreñir la edad del Universo, como el darnos cuenta de que el Sol (es decir, “nosotros”) no se encuentra en el centro de la Galaxia. Esto último en 1918 gracias al trabajo de Harlow Shapley.

En el artículo de hoy se recopilan las preguntas fundamentales que se necesitan resolver para entender la formación y evolución de estos testigos de la historia del Universo.

¿Cuándo se formaron?

Los cúmulos globulares que conviven en una galaxia se dividen en dos grupos:

• GCs “ricos” en metales y viejos (11.5 Gyrs), que nacieron durante la época en la que las galaxias estaban formando estrellas a mayor velocidad (corrimiento al rojo Z ~ 2.9).
•  GCs “pobres” en metales y extremadamente viejos (12.5 a 12.8 Gyrs) que se formaron poco después o durante la época de reionización del Universo (Z<6.5), cuando las primeras estrellas que se formaron comenzaron a ionizar el hidrógeno libre.

Sin embargo, hay que tener en cuenta que las incertidumbres de las edades calculadas para estos objetos son altas. Es importante conocer estas edades con precisión para estar seguros de si estos objetos tuvieron (o no) una participación importante en el fenómeno de la reionización (ver astrobito).

¿Dónde se formaron?

Los CGs pudieron nacer junto con la galaxia en la que viven, o haberse formado en sistemas lejanos. Comúnmente se asume que los cúmulos ricos en metales (MR de ahora en adelante) se desarrollaron durante la formación de la galaxia que habitan. En cambio, se cree que los cúmulos pobres en metales (MP de ahora en adelante) fueron arrebatados de otros sistemas a través de una interacción.

Por lo general, los CGs más ricos en metales (tanto de los MR como de los MP) se encuentran en el centro de las galaxias, y conforme se alejan del centro su metalicidad va dismimuyendo. Este gradiente de metalicidades es algo que va en contra de la teoría de formación “en el sitio”, ya que ésta predice que habrían de formarse objetos con la misma metalicidad a lo largo de la galaxia.

Por otro lado, se considera que los CGs que se encuentran en el halo de las galaxias se formaron afuera de éstas. Se cree que los principales donantes de CGs son las galaxias enanas, las cuales “ceden” parte de sus cúmulos a las galaxias más masivas con las que interaccionan. Como evidencia de ésto, se sabe que al menos 5 CGs (tanto MR como MP) de nuestra galaxia fueron “donados” por la galaxia enana Sgt Dwarf (la cual orbita a la Vía Láctea). De hecho, de los (al menos) 160 CGs de nuestra Galaxia se estima que entre 30 y 60 fueron acretados de otros sistemas. ¡Posiblemente la mayoría de “nuestros” CGs son foráneos! De hecho, este comportamiento también se ha observado en Andrómeda (M31), nuestra vecina. Curiosamente en nuestro vecindario (repleto por galaxias enanas) sólo se han detectado cúmulos globulares en algunas de éstas. ¿Será que las que no tienen ya los donaron?

¿La formación de los CGs fue diferente a la de los cúmulos más jóvenes?

En 1992 el Telescopio Espacial Hubble (HST) asombró a la comunidad astronómica al mostrar, por primera vez, lo que parecía ser una colección de cúmulos muy jóvenes (de apenas un décimo o menos de la edad de los CGs) y con masas comparables a las de éstos (10⁴ M_Sol – 10⁸ M_Sol) en el centro de la galaxia NGC 1275. A la fecha se han observado una gran cantidad de estos cúmulos masivos jóvenes (YMCs por sus siglas en inglés) en distintas galaxias (Figura 2). Por lo general se encuentran en galaxias con una intensa formación estelar o que se encuentran en interacción con alguna compañera, como es el caso de  Starburst M82.

El descubrimiento de los YMCs levantó el debate de si éstos representan las primeras etapas de vida de los CGs, o si se trata de otro tipo de estructura estelar. Y es hora en que no se llega a una conclusión.

¿Por qué podríamos pensar que la formación de los YMCs es similar a la de los viejos CGs?

Porque los YMCs están asociados a galaxias en interacción y ambientes con alta tasa de formación estelar y presión del gas. Justamente los GCs MR se formaron en una época en la que las galaxias estaban formando estrellas a una velocidad mucho más alta de la actual (Z~3), y en la que las interacciones entre galaxias era mayor a la del día de hoy. ¡Justo esta interacciones pudieron ayudar a los CGs a migrar hacia el halo de las galaxias que los contienen!

Entonces ¿Qué nos hace pensar que la formación de los YMCs es distinta a la que vivieron los CGs?

El gran número de colisiones que sufrían las galaxias a corrimientos al rojo altos hubiera hecho casi imposible la supervivencia de los CGs, antes de poder evolucionar ya habrían sido desmembrados por los tirones gravitacionales sufridos por la galaxia. Además, el Fondo Cósmico de Radiación limitaba el enfriamiento del gas a una temperatura por encima de 30K, lo cual afectaba la fragmentación del gas evitando así la formación de los cúmulos.

Por lo que se ha propuesto que aquellos CGs MP (con edades mayores a 12 Gyrs), se formaron dentro del gas contenido en pequeños halos de materia obscura, o por la interacción del gas y halos de mayor tamaño. Una vez formado, el GC se separaba de su envolvente de materia obscura gracias a interacciones gravitacionales con su galaxia huésped y otros sistemas masivos. Pero entonces, ¿cómo es que no observamos algunos cúmulos que no hayan podido separarse de su envolvente de materia obscura?

¿Y por qué no buscar respuesta en las simulaciones numéricas?

Se han realizado una enorme cantidad de simulaciones numéricas para estudiar la formación de estos enigmáticos objetos. Sin embargo, el costo computacional es altísimo ya que se deben simular objetos de baja masa (< 10⁸ M_Sol) y estudiar su evolución a lo largo de prácticamente la vida del Universo. Existen diferentes aproximaciones para hacerlo como simulaciones en de alta resolución pero en un volumen acotado, submallas en simulaciones de formación de galaxias o simulaciones o etiquetado poblaciones a etiquetar simulaciones de materia obscura.

¿Cómo era su Función Inicial de Masa original?

La distribución de masa que observamos de los CGs (Figura 3, círculos negros) se puede pensar como si se tratara de su Función Inicial de Masa ya evolucionada, y moldeada por la pérdida de masa que han sufrido los cúmulos a lo largo de su evolución. Esta distribución de masa puede ajustarse con una función de Schechter “evolucionada” (Figura 3, línea roja), la cual es justamente una versión modificada de la Función Inicial de Masa de los cúmulos jóvenes (Figura 3, línea negra). Desafortunadamente  todavía no entendemos los mecanismos que le da forma a esta función “evolucionada” al destruir a los cúmulos a lo largo de su evolución.

Conclusiones

La historia de los cúmulos globulares va de la mano del entendimiento de la formación y evolución de las galaxias. Desfortunádamente los autores del artículo creen que es muy probable que la formación (y supervivencia) de los cúmulos globulares continue siendo un misterio por los próximos años. Necesitamos infraestructura que nos permita observar “directamente” objetos poco masivos a distancias cosmológicas y/o realizar simulaciones numéricas capaces de estudiar estos objetos “poco masivos” tomando en cuenta las interacciones entre galaxias durante un intervalo de tiempo que abarque prácticamente toda la vida del Universo.

Sin embargo, lo que sí se puede hacer ahora mismo es trabajar en el cálculo de las edades de los CGs a una precisión mayor a 500 Myrs a través de:

1. Mejorar las trazas evolutivas de las estrellas y los modelos de poblaciones estelares.
2. Realizar observaciones profundas con grandes telescopios, el Hubble y el JWST, para observar los cúmulos masivos en formación en épocas más lejanas.
3. Aumentar la cantidad de datos fotométricos y espectroscópicos de los cúmulos globulares que se conocen para reducir el error de las edades.

Si quieres adentrarte más en el  mundo de estos viejos objetos te recomiendo que leas “Planetas en cúmulos estelares” y “Binaria ultra compacta en 47 Tuc”