¿Por qué los cúmulos de estrellas finalmente se disipan?

"Disipar" y "dispersar" son la forma incorrecta de abordar este contexto. Implica que el clúster pasa por un estado más compacto, seguido de una expansión, que no es el caso, o no siempre.

En primer lugar, las grandes gotas de gas no forman una sola estrella gigante por la misma razón por la que todo el Océano Ártico no forma un solo iceberg gigante: hay demasiado movimiento local para eso. En cambio, tanto el gas en un proto-cúmulo como el agua en el océano se fusionan en trozos más pequeños: las estrellas individuales o los témpanos de hielo.

Después de eso, la evolución de un cúmulo estelar es muy diversa. A veces sufren una especie de "compresión", donde hay un movimiento global de las estrellas hacia el centro. Otras veces se inflan y acaban ocupando un volumen mayor. Otros cúmulos pulsan. Sin embargo, otros son aparentemente caóticos (aunque no hay nada realmente aleatorio en el movimiento de cada estrella componente).

Las estrellas de un cúmulo no caen unas sobre otras simplemente por la misma razón por la que los planetas no caen sobre el Sol: están orbitando alrededor de su centro de masa común. En un cúmulo, cada estrella sigue un camino descrito, en términos generales, como una órbita alrededor del centro del cúmulo; sin embargo, los vecinos más cercanos actúan como perturbaciones, por lo que la mayoría de las estrellas en realidad no giran alrededor del centro en curvas de sección cónica perfecta.

Las dinámicas son bastante complejas y no hay un patrón que las gobierne a todas.

Le sugiero que descargue Universe Sandbox y ejecute una de sus simulaciones de clúster.

Asumiré que estás hablando de cúmulos abiertos, ya que los cúmulos globulares permanecen durante muchos miles de millones de años sin dispersarse.

Los cúmulos se forman a partir de nubes frías de gas molecular, que colapsan y se fragmentan en cúmulos de varios tamaños desde$10$a$10^5$estrellas. La fragmentación ocurre porque a medida que la nube que colapsa se vuelve más densa, la masa mínima que es inestable para colapsar, la llamada masa de Jeans , también se vuelve más pequeña. Sin embargo, podemos decir a partir de estudios observacionales de las distribuciones de edad de los grupos que no son de larga duración. La mayoría de estos grupos deben dispersarse dentro de unos 10 millones de años, de ahí supongo que su pregunta.

La formación estelar es ineficiente . Por lo general, se cree que solo un pequeño porcentaje del gas se convierte en estrellas. Eso significa que el potencial gravitacional de un cúmulo recién formado está completamente dominado por el gas. El tiempo de virialización de este cúmulo recién nacido es corto, por lo que las estrellas y el gas se encuentran inicialmente en un equilibrio aproximado después de un par de millones de años. Por equilibrio, queremos decir que las estrellas están en órbitas alrededor de su centro de masa común. No pueden colapsar más porque tienen energía cinética y momento angular, que no se disipa fácilmente.

Entonces, lo que se cree que sucede es que el cúmulo pierde el gas. Observando, vemos que los cúmulos que tienen más de 5 millones de años están libres de gas, mientras que los que son más jóvenes tienden a tener al menos algo de gas. Los procesos que causan esta expulsión de gas todavía se debaten, pero pueden incluir el calentamiento por los vientos y la radiación ionizante de estrellas masivas o la entrada de energía de los flujos de salida de protoestrellas en formación, o incluso, después de unos pocos millones de años en los cúmulos más masivos, una supernova podría eliminar el gas.

Una vez que el gas se haya ido, el cúmulo estará muy fuera del equilibrio y deberá evolucionar en escalas de tiempo dinámicas hacia algún tipo de nuevo equilibrio. Esto dará como resultado que esté menos unido y, en última instancia, puede provocar la ruptura del cúmulo, porque una gran fracción de estrellas tendrá velocidades mayores que la velocidad de escape del nuevo cúmulo sin gas.

Una explicación que compite es que, para empezar, el "grupo" nunca estuvo vinculado. Si las estrellas se forman en la interfaz entre nubes o filamentos en colisión, puede ser que el agregado estelar recién nacido nunca haya sido lo suficientemente compacto y tuviera demasiada energía cinética para estar ligado gravitacionalmente en primer lugar; las estrellas simplemente se irían a la deriva de acuerdo con sus velocidades individuales.

Ayudar a estos procesos en escalas de tiempo más largas es la dispersión debida a otros dos procesos. Una es que a medida que los cúmulos evolucionan dinámicamente, las estrellas tienden a la "equipartición" de la energía. Por lo tanto, las estrellas de menor masa alcanzan dispersiones de mayor velocidad que las estrellas de mayor masa. Las estrellas en las colas altas de las distribuciones de velocidad pueden escapar del pozo de potencial del cúmulo. Esto se conoce como evaporación de racimo. Un segundo proceso es la simple interrupción de las mareas por el campo gravitacional de la Galaxia. El radio de marea de un cúmulo en la ubicación del Sol es aproximadamente$1.4 (M_c/M_{\odot})^{1/3}$parsecs. Las estrellas que se acercan a este límite se eliminan fácilmente del cúmulo. Para los cúmulos más antiguos también existe la posibilidad de encuentros con nubes moleculares gigantes, que también serán efectivas para arrancar estrellas del cúmulo por efecto de las mareas.

A medida que el cúmulo se vuelve cada vez menos masivo, los radios de las mareas se vuelven más pequeños, lo que mejora el proceso de dispersión.