Aglomerado estelar aberto

Já desde a antiguidade, os aglomerados abertos mais destacados como as Plêiades, as Híades ou Praesepe, foram reconhecidos como grupos de estrelas. Ptolomeu, em 138 a.C., já mencionava alguns aglomerados abertos como o que leva o seu nome (Aglomerado de Ptolomeu) ou o vizinho Melotte 111. Outros acreditavam que eram nebulosas e, por fim, após a invenção do telescópio em 1609, Galileu observou Praesepe e reconheceu pela primeira vez que eram constituídos por estrelas. Como os aglomerados abertos são muito brilhantes, podiam ser vistos facilmente com os primeiros telescópios, e em 1782 já se conheciam 66 aglomerados abertos diferentes. As observações telescópicas descobriram dois tipos diferentes de aglomerados; um deles continha centenas de estrelas que se encontravam distribuídas formando uma esfera regular e costumavam aparecer em torno do centro da Via Látea; e o outro apresentava uma escassa população de estrelas distribuídas irregularmente, encontrando-se em toda a galáxia. Os astrônomos dividiram os aglomerados estelares em aglomerados globulares e aglomerados abertos, respectivamente. Os aglomerados abertos chamam-se às vezes aglomerados galácticos, pois podem ser encontrados em toda a galáxia.

Uma grande parte das estrelas foi formada originariamente em sistemas múltiplos (ou seja, de mais de uma estrela), pois uma única nuvem de gás que contenha várias vezes a massa do Sol seria bastante pesada como para colapsar sob a sua própria gravidade, mas não haveria modo de fazê-lo numa estrela isolada. Os aglomerados abertos tardam pouco tempo em relação à vida do mesmo. A sua formação começa com o colapso em nome de uma grande nuvem molecular, uma densa e imensa nuvem de gás muito frio que alberga várias centenas de vezes a massa do Sol. Há múltiplos fatores que podem iniciar o colapso da grande nuvem molecular, ou em nome dela, e portanto começar a formar o aglomerado estelar aberto, como podem ser as ondas de choque de uma supernova próxima ou as interações gravitacionais, entre outros muitos. Uma vez que a grande nuvem molecular começou a colapsar, vai-se fragmentando em grupos cada vez menores, obtendo como resultado a formação de vários milhares de estrelas. Na Via Látea, estima-se que o ritmo de formação de aglomerados abertos é de um cada poucos milhares de anos.

Os aglomerados abertos podem variar de aglomerados muito dispersos de poucos membros até densas aglomerações de milhares de estrelas. Acostumam seguir a mesma estrutura: um núcleo denso rodeado de uma coroa mais difusa. No geral, o núcleo tem um diâmetro de 3-4 anos-luz, e a coroa estende-se até 20 anos-luz do centro do aglomerado. No centro do aglomerado a densidade costuma ser de cerca de 1,5 estrelas por cada ano-luz cúbico, cerca de 500 vezes mais elevada que perto do Sol. Em 1930, Harlow Shapley ideou um sistema muito simples de classificação de aglomerados abertos, que descreve a riqueza do número de estrelas e a concentração do aglomerado. Consiste simplesmente numa letra, do "a" ao "g": No mesmo ano, Robert Trumpler ideou um sistema de classificação de aglomerados abertos muito mais complexo. Segundo este sistema, cada aglomerado recebe três caracteres: o primeiro de eles, em numeração romana, pode oscilar entre I-IV e indica a sua concentração e tamanho até a estrela mais próxima (de maior a menor), o segundo escreve-se em numeração arábiga, podendo variar entre 1 e 3, e revela informação a respeito da luminosidade dos seus membros (de menos a mais), e o último caráter pode ser um p, um m, ou um r, e indica se o aglomerado é pobre (menos de 30), meio (entre 50 e 100), ou rico (mais de 100) em estrelas, respectivamente. Adicionalmente, se o aglomerado se encontra dentro de uma nebulosa, ao final acrescenta-se um n. Em 1990 foi publicado um compêndio de todos os aglomerados abertos da nossa galáxia conhecida até então, todos eles classificados com o sistema de Trumpler.

Nas galáxias espirais, os aglomerados abertos sempre se acham nos braços espirais, nos quais a densidade dos gases é maior. Adicionalmente, os aglomerados abertos ficam no plano da galáxia. Nas galáxias irregulares, os aglomerados abertos podem ser encontrados em qualquer lugar, embora por regra geral, quanto maior é a densidade dos gases maior número de aglomerados costumam ser formados. Contudo, não há evidências de aglomerados abertos nas galáxias elípticas, pois a formação de estrelas ali finalizou muitos milhões de anos antes e, portanto, os aglomerados abertos que se puderam formar no passado tiveram tempo para se dispersarem. Na nossa galáxia, a distribuição dos aglomerados depende em larga medida da idade, ficando os mais antigos a grandes distâncias do centro da galáxia. Isto é devido a que as forças de maré são mais potentes perto do centro da galáxia e portanto as probabilidades de alterar o aglomerado são maiores. Por esta razão, os aglomerados que se originam nas regiões interiores da galáxia tendem a dispersar-se com maior rapidez e a uma idade muito temporã, ao contrário do que acontece com os aglomerados que se originam nas regiões mais externas.

Devido a que os aglomerados abertos se dispersam antes que a maioria das suas estrelas finalizem as suas vidas, a luz que emitem é dominada pelas jovens estrelas azuis, de grande luminosidade e temperatura. Estas estrelas são as mais maciças e a sua vida, de somente umas poucas dezenas de milhões de anos, é a mais curta de todas as estrelas, pois consume muito depressa o seu combustível. Por este motivo, os aglomerados abertos mais antigos costumam conter um maior número de estrelas amarelas. Alguns aglomerados abertos, porém, incluem estrelas azuis mais novas que o resto de estrelas do aglomerado. Estas estrelas, observadas também nos aglomerados globulares, recebem o nome de estrelas retardatárias azuis (blue stragglers em inglês). Acredita-se que nos densos núcleos dos aglomerados globulares, estas estrelas originam-se devido a colisões entre estrelas, formando uma estrela mais maciça e quente. Contudo, os aglomerados abertos não apresentam a densidade de estrelas dos globulares, pelo qual as colisões entre estrelas não podem explicar a sua formação. Em lugar disso, acredita-se que a grande maioria se origina devido a interações dinâmicas com outras estrelas, formando um sistema binário e fusionando-se numa sozinha estrela.

Muitos aglomerados abertos são instáveis, ou seja, que a velocidade de escape do sistema é menor que a velocidade média das estrelas que contém. Estes aglomerados dispersam-se depressa em apenas alguns milhões de anos. Em muitos casos, a expulsão de gás devida à pressão de radiação das estrelas novas mais quentes reduz a massa do aglomerado o suficiente como para permitir uma rápida dispersão. Os aglomerados que possuem massa suficiente para permanecer ligados pela gravidade, uma vez que a nebulosa se evaporou, podem permanecer facilmente distinguíveis durante dezenas de milhões de anos, mas, com o tempo, os processos tanto internos quanto externos tenderão sempre a dispersá-lo. Quanto aos processos internos, podem ocorrer encontros entre duas estrelas do aglomerado, provocando que a velocidade de uma delas se eleve até superar a velocidade de escape do aglomerado, o que, a longo prazo, se traduz numa lenta mas gradual "evaporação" dos seus membros.

Quando se traça o diagrama de Hertzsprung-Russell para um aglomerado estelar aberto, observa-se que a maioria das suas estrelas se encontram na sequência principal. As estrelas mais maciças começaram a abandonar a sequência principal e está-se tornando em gigantes vermelhas; de fato, as estrelas que não se encontram na sequência principal costumam ser empregue para estimar a idade do aglomerado. Devido a que todas as estrelas de um aglomerado estelar aberto distam o mesmo da Terra e nasceram praticamente ao mesmo tempo e do mesmo material, as diferenças no brilho aparente das estrelas são devidas unicamente à sua massa. Este fato faz que os aglomerados sejam entes muito úteis no estudo da evolução estelar, pois ao comparar duas estrelas diferentes muitos dos parâmetros variáveis estão fixados. O estudo das quantidades de lítio e berílio nos aglomerados abertos arroja importantes pistas a respeito da evolução das estrelas e das suas estruturas internas. Enquanto o hidrogênio não pode fusionar-se para formar hélio até a temperatura atingir os 10 milhões de K, o lítio e o berílio o fazem a temperaturas de 2,5 e 3,5 milhões de K, respectivamente, o que significa que as suas quantidades dependem em larga medida da mistura no interior das estrelas. O estudo destes dois elementos permite fixar determinados parâmetros variáveis tais como a idade ou a composição química.

A determinação das distâncias dos diferentes objetos astronômicos é crucial para a sua compreensão. Contudo, a grande maioria destes objetos encontram-se longe demais como para determinar a distância diretamente. A escada das distâncias cósmicas estima estas distâncias baseando-se numa série de medições indiretas, e por vezes incertas, nas quais se envolvem objetos mais próximos cuja distância pode-se determinar diretamente, para depois ir aumentando paulatinamente outros objetos mais distantes. Neste passo, os aglomerados abertos têm um papel de grande relevância. Pode-se medir diretamente a distância dos aglomerados abertos mais próximos mediante vários métodos. Em primeiro lugar, a paralaxe (ou seja, observar o objeto desde a Terra quando esta se encontra num ponto da sua órbita em redor do Sol e voltar a observá-lo quando se encontra no ponto contrário, registrando então a pequena mudança na sua posição aparente) de estrelas nos aglomerados abertos próximos pode ser medido do mesmo jeito que nas estrelas isoladas. Aglomerados como as Plêiades, as Híades e alguns outros que se encontram cerca dos 500 anos-luz de distância da Terra podem ser medidos por este método. O objetivo do satélite Hipparcos consistiu em estimar com maior precisão estas distâncias pelo método da paralaxe.