Hyades (cúmulo de estrellas) - Hyades (star cluster)

Cúmulo de Hyades
Cúmulo de Hyades
	Fotografía del cúmulo de las Híades
Datos de observación ( época J2000.0 )
Constelación	Tauro
Ascensión recta	4 h 27 min
Declinación	+ 15 ° 52 ′
Distancia	153 ly (47 pzs)
Magnitud aparente (V)	0,5
Dimensiones aparentes (V)	330 ′
Características físicas
Masa	400 M ☉
Radio	10 años luz (radio del núcleo)
Edad estimada	625 millones de años
Características notables	Clúster abierto más cercano
Otras designaciones	Caldwell 41, Cr 50, Mel 25
	Ver también: Clúster abierto , Lista de clústeres abiertos

El Hyades ( / h aɪ . Ə d i z / ; griego Ὑάδες, también conocido como Caldwell 41 , Collinder 50 , o Melotte 25 ) es el más cercano cúmulo abierto y uno de los mejor estudiados cúmulos de estrellas . Ubicado a unos 153 años luz (47 parsecs) del Sol , consiste en un grupo aproximadamente esférico de cientos de estrellas que comparten la misma edad, lugar de origen, características químicas y movimiento a través del espacio. Desde la perspectiva de los observadores en la Tierra , el Cúmulo de las Híades aparece en la constelación de Tauro , donde sus estrellas más brillantes forman una "V" junto con la aún más brillante Aldebarán . Sin embargo, Aldebarán no está relacionado con las Híades, ya que se encuentra mucho más cerca de la Tierra y simplemente se encuentra en la misma línea de visión.

Las cinco estrellas miembros más brillantes de las Híades han consumido el combustible de hidrógeno en sus núcleos y ahora están evolucionando hacia estrellas gigantes . Cuatro de estas estrellas, con las designaciones de Bayer Gamma , Delta 1 , Epsilon y Theta Tauri , forman un asterismo que tradicionalmente se identifica como la cabeza de Tauro el Toro. La quinta de estas estrellas es Theta ¹ Tauri, una estrecha compañera a simple vista del más brillante Theta ² Tauri. Epsilon Tauri, conocido como Ain (el "ojo de buey"), tiene un candidato a exoplaneta gigante gaseoso, el primer planeta que se encuentra en cualquier cúmulo abierto.

Se estima que la edad de las Híades es de unos 625 millones de años. El núcleo del cúmulo, donde las estrellas están más densamente empaquetadas, tiene un radio de 8,8 años luz (2,7 parsecs), y el radio de marea del cúmulo, donde las estrellas se ven más fuertemente influenciadas por la gravedad de la galaxia Vía Láctea circundante . es 33 años luz (10 parsecs). Sin embargo, alrededor de un tercio de las estrellas miembros confirmadas se han observado fuera del último límite, en el halo extendido del cúmulo; estas estrellas probablemente estén en proceso de escapar de su influencia gravitacional.

Ubicación y movimiento

Gráfico estelar del cúmulo de las Híades

El cúmulo está lo suficientemente cerca del Sol como para que su distancia pueda medirse directamente observando la cantidad de desplazamiento de paralaje de las estrellas miembros a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. Esta medición se ha realizado con gran precisión utilizando el satélite Hipparcos y el Telescopio Espacial Hubble . Un método alternativo para calcular la distancia es ajustar los miembros del cúmulo a un diagrama de magnitud de color infrarrojo estandarizado para estrellas de su tipo y usar los datos resultantes para inferir su brillo intrínseco. La comparación de estos datos con el brillo de las estrellas vistas desde la Tierra permite estimar sus distancias. Ambos métodos han arrojado una estimación de la distancia de 153 años luz (47 parsecs) al centro del cúmulo. El hecho de que estas medidas independientes concuerden convierte a las Híades en un peldaño importante en el método de la escalera de la distancia cósmica para estimar las distancias de los objetos extragalácticos.

Las estrellas de las Híades están más enriquecidas en elementos más pesados que nuestro Sol y otras estrellas ordinarias en el vecindario Solar, con la metalicidad general del cúmulo medida en +0,14. El Cúmulo de las Híades está relacionado con otros grupos estelares en las cercanías del Sol. Su edad, metalicidad y movimiento propio coinciden con los del cúmulo de Praesepe más grande y distante , y las trayectorias de ambos cúmulos se pueden rastrear hasta la misma región del espacio, lo que indica un origen común. Otro asociado es Hyades Stream , una gran colección de estrellas dispersas que también comparten una trayectoria similar con el Cúmulo de Hyades. Resultados recientes han encontrado que al menos el 15% de las estrellas en la corriente de Hyades comparten la misma huella química que las estrellas del cúmulo de Hyades. Sin embargo, se ha demostrado que alrededor del 85% de las estrellas en la corriente de las Híades no tienen ninguna relación con el cúmulo original debido a la diferencia de edad y metalicidad; su movimiento común se atribuye a los efectos de las mareas de la barra giratoria masiva en el centro de la Vía Láctea . Entre los miembros restantes de Hyades Stream, la estrella anfitriona del exoplaneta Iota Horologii ha sido propuesta recientemente como un miembro fugitivo del Cúmulo de Hyades primordial.

Las Híades no están relacionadas con otros dos grupos estelares cercanos, las Pléyades y la Osa Mayor , que son fácilmente visibles a simple vista bajo cielos claros y oscuros.

Las Híades vistas a través de un telescopio

Historia

Junto con el otro cúmulo de estrellas abierto y llamativo de las Pléyades, las Híades forman el Golden Gate de la Eclíptica , que se conoce desde hace varios miles de años.

En la mitología griega, las Híades eran las cinco hijas de Atlas y medias hermanas de las Pléyades . Después de la muerte de su hermano, Hyas, las hermanas que lloraban se transformaron en un cúmulo de estrellas que luego se asoció con la lluvia.

Como objeto a simple vista, el cúmulo de Hyades se conoce desde tiempos prehistóricos. Es mencionado por numerosos autores clásicos desde Homero hasta Ovidio . En el Libro 18 de la Ilíada, las estrellas de las Híades aparecen junto con las Pléyades , la Osa Mayor y Orión en el escudo que el dios Hefesto hizo para Aquiles .

En Inglaterra, el grupo se conocía como "April Rainers" por una asociación con las lluvias de abril, como se registra en la canción popular " Green Grow the Rushes, O ".

El cúmulo probablemente fue catalogado por primera vez por Giovanni Battista Hodierna en 1654, y posteriormente apareció en muchos atlas estelares de los siglos XVII y XVIII. Sin embargo, Charles Messier no incluyó las Híades en su catálogo de objetos del cielo profundo de 1781. Por lo tanto, carece de un número Messier, a diferencia de muchos otros cúmulos abiertos más distantes, por ejemplo, M44 (Praesepe), M45 ( Pléyades ) y M67 .

En 1869, el astrónomo RA Proctor observó que numerosas estrellas a grandes distancias de las Híades comparten un movimiento similar a través del espacio. En 1908, Lewis Boss informó casi 25 años de observaciones para respaldar esta premisa, argumentando a favor de la existencia de un grupo de estrellas que se mueven conjuntamente al que llamó Taurus Stream (ahora generalmente conocido como Hyades Stream o Hyades Supercluster). Boss publicó un gráfico que rastreaba los movimientos de las estrellas dispersas hasta un punto común de convergencia.

En la década de 1920, la noción de que las Híades compartían un origen común con el grupo de Praesepe se generalizó, y Rudolf Klein-Wassink señaló en 1927 que los dos grupos están "probablemente relacionados cósmicamente". Durante gran parte del siglo XX, el estudio científico de las Híades se centró en determinar su distancia, modelar su evolución, confirmar o rechazar miembros candidatos y caracterizar estrellas individuales.

Morfología y evolución

Todas las estrellas se forman en cúmulos, pero la mayoría de los cúmulos se rompen menos de 50 millones de años después de que concluye la formación estelar. El término astronómico para este proceso es " evaporación ". Solo los cúmulos extremadamente masivos, que orbitan lejos del Centro Galáctico , pueden evitar la evaporación en escalas de tiempo prolongadas. Como uno de esos supervivientes, el Cúmulo de las Híades probablemente contenía una población de estrellas mucho mayor en su infancia. Las estimaciones de su masa original oscilan entre 800 y 1.600 veces la masa de nuestro Sol ( M _☉ ), lo que implica un número aún mayor de estrellas individuales.

Poblaciones de estrellas

La teoría predice que un cúmulo joven de este tamaño debería dar a luz a estrellas y objetos subestelares de todos los tipos espectrales, desde enormes estrellas O calientes hasta tenues enanas marrones . Sin embargo, los estudios de las Híades muestran que es deficiente en estrellas en ambos extremos de masa. A una edad de 625 millones de años, el apagado de la secuencia principal del cúmulo es de aproximadamente 2,3 M _☉ , lo que significa que todas las estrellas más pesadas se han convertido en subgigantes, gigantes o enanas blancas , mientras que las estrellas menos masivas continúan fusionando hidrógeno en la secuencia principal. Estudios exhaustivos han revelado un total de 8 enanas blancas en el núcleo del cúmulo, correspondientes a la etapa evolutiva final de su población original de estrellas de tipo B (cada una de aproximadamente 3 M _☉ ). La etapa evolutiva anterior está representada actualmente por los cuatro gigantes del grupo rojo. Su tipo espectral actual es K0 III, pero en realidad todas son "estrellas A retiradas" de alrededor de 2,5 M _☉ . Un "gigante blanco" adicional de tipo A7 III es el primario de θ² Tauri , un sistema binario que incluye un compañero menos masivo de tipo espectral A; este par está asociado visualmente con θ¹ Tauri , una de las cuatro gigantes rojas, que también tiene un compañero binario de tipo A.

La población restante de miembros confirmados del cúmulo incluye numerosas estrellas brillantes de tipos espectrales A (al menos 21), F (aproximadamente 60) y G (aproximadamente 50). Todos estos tipos de estrellas se concentran mucho más densamente dentro del radio de marea de las Híades que dentro de un radio equivalente de 10 parsec de la Tierra. En comparación, nuestra esfera local de 10 parsec contiene solo 4 estrellas A, 6 estrellas F y 21 estrellas G.

La cohorte de estrellas de menor masa de las Híades (tipos espectrales K y M) sigue siendo poco conocida, a pesar de la proximidad y la observación prolongada. Al menos 48 K enanas son miembros confirmados, junto con una docena de enanas M de tipos espectrales M0-M2. Se han propuesto más enanas M, pero pocas son posteriores a M3, y actualmente solo se informan unas 12 enanas marrones. Esta deficiencia en la parte inferior del rango de masas contrasta fuertemente con la distribución de estrellas dentro de los 10 parsecs del Sistema Solar, donde se conocen al menos 239 M enanas, que comprenden aproximadamente el 76% de todas las estrellas vecinas.

Segregación masiva

La distribución observada de tipos estelares en el Cúmulo Hyades demuestra una historia de segregación masiva . Con la excepción de sus enanas blancas, los dos parsecs centrales del cúmulo (6,5 años luz) contienen solo sistemas estelares de al menos 1 M _☉ . Esta estrecha concentración de estrellas pesadas le da a las Híades su estructura general, con un núcleo definido por sistemas brillantes y muy compactos y un halo formado por estrellas más separadas en las que los tipos espectrales posteriores son comunes. El radio del núcleo es de 2,7 parsecs (8,8 años luz, un poco más que la distancia entre el Sol y Sirio ), mientras que el radio de media masa, dentro del cual está contenida la mitad de la masa del cúmulo, es de 5,7 parsecs (19 años luz). . El radio de marea de diez parsecs (33 años luz) representa el límite externo promedio de las Híades, más allá del cual es poco probable que una estrella permanezca unida gravitacionalmente al núcleo del cúmulo.

La evaporación estelar ocurre en el halo del cúmulo cuando las estrellas más pequeñas son dispersadas hacia afuera por personas internas más masivas. Desde el halo, pueden perderse por las mareas ejercidas por el núcleo galáctico o por los choques generados por colisiones con nubes de hidrógeno a la deriva. De esta manera, las Híades probablemente perdieron gran parte de su población original de enanas M, junto con un número sustancial de estrellas más brillantes.

Multiplicidad estelar

Otro resultado de la segregación masiva es la concentración de sistemas binarios en el núcleo del clúster. Más de la mitad de las estrellas F y G conocidas son binarias, y estas están ubicadas preferentemente dentro de esta región central. Al igual que en la vecindad solar inmediata, la binariedad aumenta con el aumento de la masa estelar. La fracción de sistemas binarios en las Hyades aumenta del 26% entre las estrellas de tipo K al 87% entre las estrellas de tipo A. Los binarios de Hyades tienden a tener pequeñas separaciones, con la mayoría de los pares binarios en órbitas compartidas cuyos semiejes mayores son menores que 50 unidades astronómicas . Aunque la proporción exacta de sistemas únicos a múltiples en el grupo sigue siendo incierta, esta proporción tiene implicaciones considerables para nuestra comprensión de su población. Por ejemplo, Perryman y sus colegas enumeran alrededor de 200 miembros de Hyades de alta probabilidad. Si la fracción binaria es del 50%, la población total del cúmulo sería de al menos 300 estrellas individuales.

Evolución futura

Las encuestas indican que el 90% de los cúmulos abiertos se disuelven menos de mil millones de años después de la formación, mientras que solo una pequeña fracción sobrevive para la edad actual del Sistema Solar (aproximadamente 4,6 mil millones de años). Durante los próximos cientos de millones de años, las Híades continuarán perdiendo masa y membresía a medida que sus estrellas más brillantes evolucionen fuera de la secuencia principal y sus estrellas más tenues se evaporen fuera del halo del cúmulo. Eventualmente, puede reducirse a un remanente que contenga alrededor de una docena de sistemas estelares, la mayoría de ellos binarios o múltiples, que permanecerán vulnerables a las fuerzas disipativas en curso.

Estrellas más brillantes

Estrellas brillantes en el núcleo del Cúmulo de las Híades

Esta es una lista de estrellas miembros del cúmulo de Hyades que son de cuarta magnitud o más brillantes.

**Hyades estrellas más brillantes**
Designacion	HD	Magnitud aparente	Clasificación estelar
Theta² Tauri	28319	3.398	A7III
Épsilon Tauri	28305	3.529	K0III
Gamma Tauri	27371	3.642	G8III
Delta¹ Tauri	27697	3.753	G8III
Theta¹ Tauri	28307	3.836	G7III
Kappa Tauri	27934	4.201	A7IV-V
90 Tauri	29388	4.262	A6V
Upsilon Tauri	28024	4.282	A8Vn
Delta² Tauri	27962	4.298	A2IV
71 Tauri	28052	4.480	F0V ...