Aglomerado estelar aberto

Desde a antiguidade, aglomerados abertos proeminentes como as Plêiades, Híades e Praesepe foram reconhecidos como grupos de estrelas. Ptolomeu, em 138 a.C., já os mencionava. Inicialmente confundidos com nebulosas, a invenção do telescópio por Galileu em 1609 permitiu a observação de Praesepe e a identificação de sua natureza estelar. Por serem brilhantes, foram facilmente observados, e em 1782 já se conheciam 66. As observações telescópicas revelaram dois tipos: um com centenas de estrelas esfericamente distribuídas perto do centro da Via Láctea (aglomerados globulares) e outro com poucas estrelas distribuídas irregularmente por toda a galáxia (aglomerados abertos, ou galácticos).

A maioria das estrelas se forma em sistemas múltiplos, pois uma única nuvem de gás com massa solar suficiente colapsaria, mas não formaria uma estrela isolada. A formação de aglomerados abertos é um processo rápido na escala de vida estelar. Tudo começa com o colapso de uma grande nuvem molecular, uma imensa e densa nuvem de gás frio com centenas de vezes a massa do Sol. Esse colapso pode ser desencadeado por fatores como ondas de choque de supernovas próximas ou interações gravitacionais. Uma vez iniciado, a nuvem se fragmenta em grupos menores, resultando na formação de milhares de estrelas. Estima-se que na Via Láctea um aglomerado aberto se forme a cada poucos milhares de anos.

Aglomerados abertos variam de grupos esparsos com poucos membros a densas aglomerações de milhares de estrelas. Geralmente, possuem um núcleo denso (3-4 anos-luz de diâmetro) cercado por uma coroa mais difusa que se estende até 20 anos-luz. A densidade no núcleo pode ser de 1,5 estrelas por ano-luz cúbico, 500 vezes maior que perto do Sol. Em 1930, Harlow Shapley criou um sistema simples de classificação (letras 'a' a 'g') para descrever a riqueza e concentração. No mesmo ano, Robert Trumpler desenvolveu um sistema mais complexo com três caracteres: um número romano (I-IV) para concentração e tamanho, um número arábico (1-3) para luminosidade dos membros, e uma letra (p, m, r) para indicar a riqueza em estrelas (pobre, médio, rico). Um 'n' é adicionado se o aglomerado estiver dentro de uma nebulosa. Em 1990, um compêndio classificou todos os aglomerados abertos conhecidos da Via Láctea usando o sistema de Trumpler.

Em galáxias espirais, os aglomerados abertos são encontrados nos braços espirais, onde a densidade de gás é maior, e permanecem no plano galáctico. Em galáxias irregulares, podem surgir em qualquer lugar, mas preferencialmente em regiões de maior densidade de gás. Não há evidências de aglomerados abertos em galáxias elípticas, pois a formação estelar cessou há muito tempo, permitindo que quaisquer aglomerados passados se dispersassem. Na Via Láctea, a distribuição dos aglomerados abertos depende da idade: os mais antigos estão mais distantes do centro, onde as forças de maré são mais fracas, permitindo que permaneçam coesos por mais tempo. Aglomerados formados nas regiões internas tendem a se dispersar mais rapidamente devido às forças de maré mais intensas.

Como os aglomerados abertos se dispersam antes que a maioria de suas estrelas termine suas vidas, a luz que emitem é dominada por jovens estrelas azuis, que são luminosas, quentes e as mais massivas. Essas estrelas consomem seu combustível rapidamente, vivendo apenas algumas dezenas de milhões de anos. Por isso, aglomerados abertos mais antigos tendem a ter mais estrelas amarelas. Alguns aglomerados abertos contêm estrelas azuis mais jovens que o restante, chamadas 'estrelas retardatárias azuis' (blue stragglers). Em aglomerados globulares densos, acredita-se que elas se formem por colisões estelares. No entanto, em aglomerados abertos, com menor densidade, as colisões são raras. Acredita-se que a maioria dessas estrelas em aglomerados abertos se origine de interações dinâmicas que levam à formação de um sistema binário e, posteriormente, à fusão em uma única estrela mais massiva.

Muitos aglomerados abertos são instáveis, o que significa que a velocidade de escape do sistema é menor que a velocidade média de suas estrelas, levando à sua rápida dispersão em poucos milhões de anos. A expulsão de gás pela pressão de radiação de estrelas jovens e quentes pode reduzir a massa do aglomerado, acelerando a dispersão. Aglomerados com massa suficiente para permanecerem ligados gravitacionalmente, mesmo após a nebulosa se evaporar, podem ser distinguíveis por dezenas de milhões de anos. No entanto, processos internos e externos sempre tendem a dispersá-los. Internamente, encontros entre estrelas podem aumentar a velocidade de uma delas, fazendo com que exceda a velocidade de escape e 'evapore' lentamente do aglomerado ao longo do tempo.

Ao traçar o diagrama de Hertzsprung-Russell para um aglomerado estelar aberto, a maioria das estrelas se encontra na sequência principal. As estrelas mais massivas já começaram a sair da sequência principal, tornando-se gigantes vermelhas; essas estrelas fora da sequência principal são usadas para estimar a idade do aglomerado. Como todas as estrelas em um aglomerado aberto estão à mesma distância da Terra e nasceram quase ao mesmo tempo do mesmo material, as diferenças em seu brilho aparente são devidas unicamente à sua massa. Isso torna os aglomerados extremamente úteis para estudar a evolução estelar, pois muitos parâmetros variáveis são fixos. O estudo das quantidades de lítio e berílio em aglomerados abertos oferece pistas importantes sobre a evolução e estrutura interna das estrelas. Enquanto o hidrogênio se funde a 10 milhões de K, o lítio e o berílio o fazem a 2,5 e 3,5 milhões de K, respectivamente. Suas quantidades dependem da mistura interna das estrelas, permitindo fixar parâmetros como idade e composição química.

Determinar as distâncias dos objetos astronômicos é fundamental para compreendê-los. A maioria está muito distante para medições diretas. A escada das distâncias cósmicas estima essas distâncias usando uma série de medições indiretas, começando com objetos próximos cuja distância pode ser determinada diretamente e, em seguida, estendendo-se a objetos mais distantes. Aglomerados abertos desempenham um papel crucial nesse processo. A distância dos aglomerados abertos mais próximos pode ser medida diretamente por paralaxe: observando a pequena mudança na posição aparente de suas estrelas quando a Terra está em pontos opostos de sua órbita. Aglomerados como as Plêiades, Híades e outros a cerca de 500 anos-luz podem ser medidos por este método. O satélite Hipparcos teve como objetivo estimar essas distâncias com maior precisão usando o método da paralaxe.