Por Michael Kuhn, investigador postdoctoral MAS y del Instituto de Física y Astronomía UV

La formación de cúmulos estelares es fundamental para la astronomía debido a que la mayoría de las estrellas se forman en grupos de cientos a miles de estrellas, y más tarde se dispersan. Las condiciones en estos cúmulos pueden implicar consecuencias duraderas para las estrellas y sistemas planetarios. Por ejemplo, en cúmulos densos, los primeros encuentros cercanos entre estrellas pueden truncar la parte externa de los discos protoplanetarios y, de este modo, limitan el tamaño de sistemas solares que se pueden formar. En nuestro propio Sistema Solar, las abundancias químicas de isótopos radiactivos apuntan a que nuestro Sol estuvo cerca de una explosión de supernova en el cúmulo que lo originó.

Para aprender cómo es que los cúmulos evolucionan una vez que sus estrellas se han formado, hemos estudiado el cúmulo joven cercano NGC 6231. Utilizamos observaciones de diferentes instrumentos –en particular del Observatorio Chandra X-Ray y del survey infrarrojo Vista Variables in the Vía Láctea (VVV)– para identificar miembros del cúmulo y estimar sus propiedades (por ejemplo, masa estelar y edad estelar). Nuestra primera publicación científica presenta lo que es, a la fecha, el mejor catálogo de estrellas jóvenes en este cúmulo (http://adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ….154…87K, Kuhn et al., AJ, 2017, 154, 87).  La imagen 1 muestra la fuerte emisión de rayos X desde las estrellas jóvenes la cual se utiliza como criterio para seleccionar a sus miembros.

La edad de las estrellas de NGC 6231 varía entre 2 y 7 millones de años, y la formación de estrellas ya se ha detenido. Encontramos que la luminosidad de rayos X de las estrellas va disminuyendo con la edad. El cúmulo tiene una población total de 5700–7500 estrellas, con masas que van desde menos de una décima hasta casi 50 veces la masa del Sol. Las propiedades de los rayos X indican que una gran fracción de las estrellas masivas tienen compañeras binarias poco masivas [1].

Las observaciones también nos permiten establecer restricciones en la evolución del cúmulo (Kuhn et al., AJ 2017, submitted). Descubrimos que la estructura global del cúmulo se ajusta muy bien al perfil de densidad superficial de un “elipsoide isotérmico”, mientras que otros modelos comúnmente utilizados no coinciden para nada (imagen 2). El modelo isotérmico corresponde a un cúmulo que está gravitacionalmente ligado, y no a una asociación de estrellas cuyo futuro es dispersarse. Sin embargo, el cúmulo es aproximadamente ~ 10 veces más grande que un cúmulo típico en su etapa de formación de estrellas, lo que sugiere que NGC 6231 se ha expandido desde su tamaño original.

Las relaciones entre la edad, tamaño y masa del cúmulo coinciden con tendencias previamente descubiertas en otras regiones de formación de estrellas. Las regiones que usamos para comparación provienen del proyecto MYStIX [2], y son regiones cuyos cúmulos probablemente están aún en etapa de consolidación por vía de la fusión jerárquica de sub-cúmulos [3]. La imagen 3 muestra el tamaño vs la masa para NGC 6231 (punto azul), para los cúmulos y sub-cúmulos del MYStIX (puntos negros), y para cúmulos en regiones “starburst” de formación estelar muy activa (puntos rojos) [4]. El NGC 6231 se encuentra en la misma tendencia que los cúmulos  del MYStIX, lo que sugiere que el NGC 6231 puede ser la etapa final del proceso de fusión jerárquica. Por el contrario, las regiones starburst más extremas en la Vía Láctea y en galaxias cercanas podrían formarse de diferentes maneras.

Para más información, se puede visitar el sitio web del MYStIX en: http://astro.psu.edu/mystix 

[1] Kuhn et al., AJ, 2017, 154, 87

[2] Feigelson et al., ApJS, 2013, 209, 26

[3] Kuhn et al., ApJ, 2015, 812, 131

[4] Portegies Zwart et al., ARA&A, 48, 431

Figura 1

Figura 2

Figura 3