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ENXAMES ABERTOS
Um enxame aberto é um grupo de alguns milhares de estrelas que se formaram a partir da mesma nuvem molecular gigante, e que ainda estão ligados entre si gravitacionalmente. Geralmente os enxames abertos encontram-se apenas nas galáxias espirais e irregulares, onde ainda decorre formação estelar. Normalmente têm poucas centenas de milhões de anos; sofrem distúrbios devido a encontros próximos com outros enxames e nuvens de gás à medida que orbitam o centro galáctico, bem como perdem membros através de encontros próximos internos.

Os jovens enxames abertos podem ainda estar contidos dentro da nuvem molecular onde se formaram, iluminando-a para criar uma região H II. Ao longo do tempo, a pressão da radiação do enxame irá dispersar a nuvem molecular. Regularmente, cerca de 10% da massa da nuvem gasosa irá coalescer em estrelas antes da pressão da radiação afastar o resto.

Os enxames abertos são muito importantes no estudo da evolução estelar. Devido às estrelas terem todas uma idade e composição química aproximadas, os efeitos de outras variáveis mais subtis nas propriedades das estrelas são muito mais facilmente estudados do que para estrelas isoladas.

Os mais famosos enxames abertos, tal como as Plêiades, são conhecidos e reconhecidos como grupos de estrelas desde a Antiguidade. Outros eram observados apenas como manchas de luz, e foi só a partir da invenção do telescópio que se conseguiu observá-los em estrelas individuais. As observações telescópicas revelaram dois tipos distintos de enxames, um dos quais continha milhares de estrelas numa distribuição regular esférica e encontrava-se preferencialmente mais para o centro da Via Láctea, e o outro tipo consiste numa população bem mais pequena numa forma irregular e encontrado por todo o céu. Os astrónomos chamaram ao primeiro tipo enxame globular, e ao último enxame aberto. Os enxames abertos são também por vezes referidos como enxames galácticos, devido a serem quase exclusivamente encontrados no plano da Via Láctea, como será discutido em baixo.


Figura 1 - Para alguns, os contornos do enxame aberto M6 assemelha-se a uma borboleta. Também conhecido como NGC 6405, situa-se a cerca de 2,000 anos-luz de distância. M6 pode bem ser observado num céu escuro com binóculos na direcção da constelação de Escorpião, ao longo de uma área com quase o diâmetro aparente da Lua Cheia. Tal como os outros enxames abertos, M6 é composto na sua maioria por jovens estrelas azuis, embora a mais tenha um tom alaranjado. Estima-se que M6 tenha aproximadamente 100 milhões de anos.
Crédito: AURA, NOAO, NSF
 

Figura 2 - M7 é um dos mais proeminentes enxames abertos do céu. Dominado por brilhantes estrelas azuis, pode ser visto a olho nu num local escuro na direcção de Escorpião. M7 contém ao todo cerca de 100 estrelas, tem aproximadamente 200 milhões de anos, cobre uma área de 25 anos-luz e situa-se a 1,000 anos-luz de distância. O enxame M7 é conhecido desde a Antiguidade. O próprio Ptolomeu observou-o no ano 130. São também visíveis nuvens escuras, e literalmente milhões de estrelas sem relação na direcção do centro Galáctico.
Crédito: Allan Cook & Adam Block, NOAO, AURA, NSF
Cedo se soube que as estrelas nos enxames abertos estavam relacionadas fisicamente. O Reverendo John Michell calculou, em 1767, que a probabilidade de mesmo apenas um grupo de estrelas como as Plêiades ser o resultado de um alinhamento ocasional visto da Terra, era apenas de 1 em 496,000. À medida que a Astrometria se tornava mais precisa, descobriu-se que os enxames estelares consistiam de estrelas nascidas ao mesmo tempo e mantidas juntas num grupo.

Embora os enxames abertos e os enxames globulares formem dois grupos distintos, pode não haver grande diferença na aparência de um enxame globular pouco denso e um enxame aberto muito rico. Alguns astrónomos acreditam que os dois tipos de objectos se formam através do mesmo mecanismo básico, a diferença estando nas condições que permitiram a formação de enxames globulares muito ricos contendo centenas de milhares de estrelas já não existirem na nossa Galáxia.

Todas as estrelas são originalmente formadas em sistemas múltiplos, porque apenas uma nuvem de gás contendo muitas vezes a massa do Sol será massiva o suficiente para colapsar sobre a sua própria gravidade, mas tal nuvem pesada não pode colapsar e formar apenas uma estrela.

A formação de um enxame aberto começa com o colapso de parte de uma nuvem molecular gigante, uma densa e fria nuvem de gás que contém milhares de vezes a massa do Sol. Muitos factores podem despoletar o colapso da nuvem gigante (ou parte dela), que inicia a formação estelar e resulta num enxame aberto, incluindo ondas de choque de uma supernova vizinha ou interacções gravitacionais. Uma vez que a nuvem molecular gigante comece a colapsar, a formação estelar procede via fragmentações sucessivas da nuvem em bocados cada vez mais pequenos, resultando eventualmente na formação de alguns milhares de estrelas. Na nossa Galáxia, a velocidade de formação de enxames abertos estima-se que seja de um a cada alguns milhares de anos.

 
Uma vez que a formação estelar tenha começado, as mais quentes e massivas estrelas (conhecidas como estrelas OB) irão emitir grandes quantidades de radiação ultravioleta. Esta radiação ioniza rapidamente o gás da nuvem molecular gigante em redor, formando uma região H II. Os ventos estelares a partir de estrelas massivas e a pressão de radiação começam a afastar os gases; ao fim de uns quantos milhões de anos, o enxame irá sofrer a sua primeira supernova, que irá expulsar o gás do sistema. Dezenas de milhões de anos depois, o enxame não terá mais gás e a formação estelar cessará. Normalmente, menos de 10% do gás originalmente no enxame irá formar estrelas antes de se dissipar.

É comum dois ou mais enxames abertos separados se formarem a partir da mesma nuvem molecular. Na Grande Nuvem de Magalhães, Hodge 301 e R136 estão a formar-se a partir de gases da Nebulosa da Tarântula, enquanto na nossa Galáxia, seguindo o movimento pelo espaço das Híades e do enxame do Presépio, dois enxames estelares próximos, este sugere que se formaram da mesma nuvem há cerca de 600 milhões de anos atrás.

Por vezes, dois enxames nascem ao mesmo tempo e podem formar um enxame binário. O exemplo mais conhecido da Via Láctea é o Enxame Duplo h e chi Persei, pelo menos conhecendo-se outros 10. Muitos mais na Pequena e Grande Nuvem de Magalhães - são mais facilmente detectáveis em sistemas externos do que na nossa Galáxia, porque os efeitos de projecção podem fazer com que enxames sem relação pareçam mais perto entre si.


Figura 3 - Na imagem temos M11, também conhecido como o Enxame do Pato Selvagem. É um dos mais ricos e compactos enxames abertos, com 2,900 estrelas. Situado na constelação de Escudo.
Crédito: Jean-Charles Cuillandre (CFHT), Hawaiian Starlight
 

Figura 4 - Este relativamente pobre enxame é M34, ou NGC 1039, situado na constelação de Perseu a cerca de 1,400 anos-luz de distância. Foi descoberto por Giovanni Batista Hodierna em antes de 1654.
Crédito: Robert Gendler
Os enxames abertos variam desde enxames muito pouco densos (com apenas alguns membros) até grandes aglomerados com milhares de estrelas. Regularmente consistem de um denso e distinto núcleo, rodeado por uma 'coroa' mais difusa de membros do enxame. O núcleo tem tipicamente 3-4 anos-luz de tamanho, e a coroa extende-se até cerca de 20 anos-luz do centro do enxame. As densidades estelares típicas no centro são cerca de 1.5 estrelas por ano-luz cúbico (a densidade estelar perto do Sol é de cerca de 0.1 estrelas por ano-luz cúbico).

Os enxames abertos são geralmente classificados de acordo com um esquema desenvolvido por Robert Trumpler em 1930. O esquema de Trumpler divide os enxames numa designação de três partes, com um número romano entre I-IV indicando a sua concentração e separação do campo estelar em redor (desde alta a baixa concentração), um número árabe entre 1 e 3 indicando o brilho dos membros (desde pouco a muito brilhante), e p, m ou r, que indica se o enxame é pobre, médio ou rico em estrelas. Adiciona-se um 'n' quando o enxame situa-se dentro de uma nebulosidade.

CONCENTRAÇÃO
 
I
  Separado; forte concentração para o centro  
 
II
  Separado; fraca concentração para o centro  
 
III
  Separado; nenhuma concentração para o centro  
 
IV
  Não bem separado do campo estelar em redor  
 
BRILHO
 
1
  Pequeno brilho  
 
2
  Brilho médio  
 
3
  Brilhante  

RIQUEZA
 
p
  Pobre: menos de 50 estrelas  
 
m
  Moderadamente rico: entre 50 e 100 estrelas  
 
r
  Rico: mais de 100 estrelas  
 
n
  Nebulosidade associada ao enxame  

Outro importante e menos sofisticado esquema remonta até Harlow Shapley, que descreve basicamente a riqueza e concentração:

ESQUEMA DE HARLOW SHAPLEY
 
c
  Muito solto e irregular  
 
d
  Solto e pobre  
 
e
  Moderadamente rico  
 
f
  Rico  
 
g
  Consideravelmente rico e concentrado  

Figura 5 - M37 (ou NGC 2099) foi descoberto antes de 1654 por Giovanni Batista Hodierna. Contém cerca de 150 estrelas mais brilhantes que magnitude 12.5, num total de provavelmente 500 estrelas. Tem uma idade aproximada de 300 milhões de anos. Está situado a 4,400 anos-luz de distância na direcção da constelação de Cocheiro. Utilizando a classificação de Trumper, é de tipo I1r ou I2r.
Crédito: Stefan Seip
 

Figura 6 - M38 pode ser visto com binóculos na direcção de Cocheiro, a 4,000 anos-luz de distância.
Crédito: NOAO, AURA, NSF
Sobre o esquema de Trumpler, as Plêiades são classificadas como I3rn (fortemente concentrado e rico com nebulosidade presente), enquanto que as vizinhas Híades são classificadas como II3m (mais disperso e com menos membros).

Conhecem-se mais de 1,000 enxames abertos na Via Láctea, mas a verdadeira quantidade será talvez mais que dez vezes esse número. Nas galáxias espirais, os enxames abertos encontram-se invarivelmente nos braços, onde a densidade do gás é maior e onde por isso ocorre uma maior formação estelar, e os enxames regularmente se dispersam antes de terem tempo para viajar para lá do seu braço espiral. Os enxames abertos são altamente concentrados se estiverem perto do plano galáctico, com uma escala de altura na nossa Galáxia de cerca de 180 anos-luz, quando comparada com o raio galáctico de aproximadamente 100,000 anos-luz.

Nas galáxias irregulares, os enxames abertos encontram-se por toda a galáxia, embora a sua concentração seja maior onde a densidade do gás seja também maior. Os enxames abertos não são vistos nas galáxias elípticas: a formação estelar cessou há muitos milhões de anos atrás nas elípticas, e por isso os enxames abertos originalmente presentes há muito que se dispersaram.

 
Na nossa Galáxia, a distribuição dos enxames depende da idade, sendo os enxames mais velhos encontrados a distâncias preferencialmente maiores do centro Galáctico. As forças das marés são maiores perto do centro da Galáxia, onde aumentam os distúrbios nos enxames, e também as nuvens moleculares gigantes que causam os distúrbios nos enxames estão mais concentradas para as regiões interiores da Galáxia. Por isso aqui os enxames tendem a ser dispersados numa idade mais jovem que os seus homólogos nas regiões mais externas.

Devido à dispersão nos enxames abertos começar antes da maioria das estrelas chegar ao fim das suas vidas, a sua luz tende a ser dominada por jovens e quentes estrelas azuis. Estas são as mais massivas, e têm as vidas mais curtas, apenas algumas dezenas de milhões de anos. Os enxames abertos mais antigos contêm mais estrelas amarelas.

Alguns enxames estelares contêm quentes estrelas azuis que parecem ser muito mais jovens que o resto do enxame. Estes retardatários azuis são também observados nos enxames globulares. Nos densos núcleos destes últimos acredita-se que apareçam quando as estrelas colidem, formando uma estrela muito mais quente e massiva. No entanto, a densidade estelar nos enxames abertos é muito menor que nos globulares, e as colisões estelares não conseguem explicar os números de estrelas observadas. Sendo assim, pensa-se que provavelmente apareçam quando as interacções dinâmicas entre outras estrelas provoquem um sistema binário coalescer numa estrela.


Figura 7 - Com um diâmetro aparente maior do que a Lua, as poucas estrelas de M39 situam-se a cerca de 800 anos-luz na direcção da constelação de Cisne. Estas estrelas têm aproximadamente 300 milhões de anos.
Crédito: Heidi Schweiker, WIYN, NOAO, AURA, NSF
 

Figura 8 - M44 é um proeminente enxame aberto. Com o nome de "Presépio", é um dos poucos enxames visível à vista desarmada. Pensava-se M44 era uma nebulosa até que Galileu aponta para lá o seu telescópio e observa as brilhantes estrelas azuis do enxame. Pensa-se que se tenham formado há cerca de 400 milhões de anos. Situa-se a 580 anos-luz, e cobre uma área de 10 anos-luz.
Crédito: Robert Gendler
Uma vez que gastam o seu combustível de hidrogénio atraves da fusão nuclear, as estrelas pequenas e médias libertam as suas camadas exteriores para formar uma nebulosa planetária e evoluem para uma estrela anã branca. Embora muitos enxames se dispersem antes de uma grande proporção dos seus membros alcançar o estágio de anã branca, o número destes objectos nos enxames abertos é mesmo assim geralmente muito mais pequeno que o esperado, dada a idade do enxame e a distribuição da massa inicial esperada das estrelas. Outra explicação possível para a falta de anãs brancas é a de que quando uma gigante vermelha expulsa as suas camadas exteriores para se tornar numa nebulosa planetária, uma pequena assimetria na perda de material pode dar à estrela um 'impulso' de alguns quilómetros por segundo, o suficiente para a ejectar do enxame.

Muitos enxames abertos são inerentemente instáveis, com uma massa pequena o suficiente para que a velocidade de escape do sistema seja menor que a velocidade média das estrelas constituintes. Estes enxames irão ser rapidamente dispersados dentro de uns quantos milhões de anos. Em muitos casos, o desaparecimento do gás de onde o enxame se formou através da pressão de radiação de jovens e quentes estrelas, reduz a massa do enxame para permitir a rápida dispersão.

Os enxames com massa suficiente para estarem ligados gravitacionalmente, uma vez que a nebulosa em redor se tenha evaporado, podem permanecer distintos durante dezenas de milhões de anos, mas ao longo do tempo os processos internos e externos tendem também a ser dispersados. Internamente, estes encontros próximos entre os membros do enxame, resultam frequentemente no aumento da velocidade para lá da velocidade de escape do enxame, o que provoca a 'evaporação' gradual dos membros do enxame.

 
Externamente, a cada mais ou menos meio milhão de anos, um enxame aberto tende a ser perturbado por factores externos, tal como a passagem próxima ou por dentro de uma nuvem molecular. As forças das marés geradas por tal encontro tendem a desfazer o enxame. Eventualmente, torna-se numa corrente de estrelas, não próximas o suficiente para ser um enxame, mas todas relacionadas e movendo-se em direcções semelhantes com velocidades aproximadas. O tempo que isto demora a acontecer depende da densidade estelar inicial, com os enxames mais densos persistindo durante mais tempo. O tempo médio estimado de vida de um enxame, o tempo ao fim do qual metade dos membros do enxame se perde, varia entre 150-800 milhões de anos, dependendo da densidade original.

Depois de um enxame se desligar gravitacionalmente, muitas das suas estrelas irão ainda continuar viajando pelo espaço em trajectórias semelhantes, no que é conhecido como uma associação estelar. Algumas das estrelas mais brilhantes do "Arado" da Ursa Maior são antigos membros de um enxame aberto que agora formam uma associação estelar.

Quando é desenhado um diagrama Hertzsprung-Russell para um enxame aberto, a maioria das estrelas situa-se dentro da sequência principal. As estrelas mais massivas começam a evoluir para fora da sequência principal e tornam-se em gigantes vermelhas. A posição à saída da curva da sequência principal pode ser usada para estimar a idade de um enxame.


Figura 9 - Diagrama HR para dois enxames abertos, mostrando o final da sequência principal a diferentes alturas.
Crédito: Wikipedia
 

Figura 10 - As Plêiades são provavelmente o mais conhecido enxame estelar. Situam-se a cerca de 400 anos-luz.
Crédito: Matthew T. Russell
Devido ao facto das estrelas de um enxame aberto se encontrarem praticamente todas à mesma distância da Terra, e terem todas nascido praticamente ao mesmo tempo a partir do mesmo material, as diferenças no brilho aparente entre membros do enxame são apenas devidas à sua massa. Isto torna os enxames abertos muito úteis no estudo da evolução estelar, porque quando comparamos uma estrela a outra, muitos dos parâmetros variáveis são fixos.

O estudo da abundância de lítio e berílio nas estrelas de um enxame aberto pode providenciar pistas importantes sobre a evolução das estrelas e seu interior. Embora os núcleos de hidrogénio não se possam fundir para formar hélio até que a temperatura alcance os 10 milhões K, o lítio e o berílio são destruídos a temperaturas de 2.5 milhões e 3.5 milhões K respectivamente. Isto significa que as suas abundâncias dependem altamente da quantidade de mistura nos interiores estelares. Ao estudar as suas abundâncias nas estrelas dos enxames abertos, as varíaveis tal como a idade ou composição química são fixas.

Os estudos mostram que as abundâncias destes elementos leves são muito menores que os modelos de evolução estelar prevêm. Enquanto a razão para este desfazamento não é ainda totalmente compreendida, uma possibilidade explica que a convecção nos interiores das estrelas possa 'disparar' até regiões onde a radiação é normalmente o modo dominante no transporte de energia.

 
A determinação das distâncias dos objectos astronómicos é crucial para a sua compreensão, mas a sua vasta maioria está tão longe para as suas distâncias serem medidas directamente. A calibração da escala de distâncias astronómicas é baseada numa sequência de medições indirectas e por vezes incerta, relacionando os objectos mais próximos nas quais a distância pode ser directamente medida com os objectos cada vez mais distantes, onde os enxames abertos são um passo crucial nesta sequência.

Os enxames abertos mais próximos podem ter a sua distância medida directamente por um ou dois métodos. Primeiro, pela paralaxe (a pequena mudança na posição aparente ao longo de um ano provocada pelo movimento da Terra ao longo da órbita em torno do Sol) de estrelas em enxames abertos, ondem podem ser medidas como se fossem estrelas individuais. Os enxames como as Plêiades, Híades e outros a menos de 500 anos-luz, estão perto o suficente para se poder utilizar este método, e o satélite de posicionamento-medição Hiparco alcançou distâncias bem precisas para alguns enxames.

O outro método directo é o chamado 'método de movimento do enxame'. Este baseia-se no facto das estrelas do enxame partilharem um movimento comum pelo espaço. Medindo os movimentos próprios dos membros do enxame e estudando os seus movimentos aparentes ao longo do céu, ficamos a saber que irão convergir num ponto. A velocidade radial dos membros do enxame pode ser determinada a partir das medições do desvio de Doppler no seu espectro, e uma vez que a velocidade radial, movimento próprio e distância angular do enxame até ao ponto sejam conhecidas, com uma simples trigonometria pode-se ficar a saber a distância ao enxame. As Híades é o melhor exemplo da aplicação deste método, que revela a sua distância de 46.3 parsecs.


Figura 11 - Este enxame aberto, M46, tem cerca de 300 milhões de anos. Localizada na Caravela, a 5,000 anos-luz de distância. O ponto vermelho é a nebulosa planetária NGC 2438, e não pertence ao enxame.
Crédito: Wil Milan
 
Uma vez que se estabelecem as distâncias aos enxames próximos, outras técnicas podem prolongar a escala de distância a outros enxames mais distantes. Ao relacionar a sequência principal do diagrama Hertzsprung-Russell de um enxame a uma distância conhecida com um outro mais distante, podemos estimar a distância ao segundo enxame. O enxame aberto mais próximo são as Híades: a associação estelar consistindo da maioria das estrelas do Arado está a cerca de metade da distância às Híades, mas é mais uma associação estelar que um enxame, pois as estrelas não estão ligadas gravitacionalmente. O enxame aberto conhecido mais distante na nossa Galáxia é Berkeley 29, a uma distância de 15,000 parsecs. Os enxames abertos são facilmente detectáveis em muitas galáxias do Grupo Local.

O conhecimento preciso das distâncias dos enxames abertos é vital para calibrar a relação período-luminosidade das estrelas variáveis tais como as cefeidas ou as estrelas RR Lyrae, que permite usá-las como base de comparação. Estas estrelas luminosas podem ser detectadas a grandes distâncias, para serem depois usadas para aumentar a escala das distâncias às vizinhas galáxias do Grupo Local.

 
GALERIA DE ENXAMES ABERTOS
     
 
Figura 12 - Muitas estrelas se formam em enxames. São visíveis dois tipos de enxames na nossa Galáxia: enxames abertos e enxames globulares. Os enxames abertos como M50, contêm normalmente centenas de estrelas, muitas das quais brihantes, jovens e azuis. De facto, a maioria das estrelas na imagem do lado pertencem a M50, mas as mais ténues e avermelhadas não. M50 situa-se a cerca de 3,000 anos-luz de distância, medindo aproximadamente 20 anos-luz. Os enxames abertos tendem a ter formas irregulares e encontram-se principalmente no plano da nossa Galáxia.
Crédito: Robert Gendler
 
 
Figura 13 - M52 é um enxame aberto descoberto por Charles Messier em 1774. Situa-se a cerca de 5,000 anos-luz na direcção da constelação de Cassiopeia. Com uma magnitude de 7.3, é possível observá-lo de binóculos.
Crédito: Robert Gendler
 
 
Figura 14 - M67 (ou NGC 2682) é um enxame aberto na constelação de Caranguejo. Foi descoberto por Johann Gottfried Koehler em 1779. É um dos enxames mais antigos, com uma idade estimada em 3.2 mil milhões de anos. Localizado a uma distância de 2,700 anos-luz.
Crédito: Robert Gendler
 
 
Figura 15 - Brilhantes estrelas azuis iluminam o enxame aberto conhecido como M103. As nuvens gasosas a partir das quais este enxame se formou há muito que se dispersaram. Das estrelas formadas, as mais brilhantes, azuis e massivas já esgotaram o seu combustível nuclear e auto-destruiram-se em explosões de supernova. Foi estimada para M103 uma idade de 20 milhões de anos ao descobrir as mais brilhantes estrelas de sequência principal que ainda sobrevivem e calculando teoricamente o seu tempo de vida. De facto, uma estrela azul recentemente evoluiu a partir da sequência principal e é agora visível como a gigante vermelha no centro do enxame. No geral, as estrelas amarelas como o nosso Sol são regularmente menos brilhantes e por isso menos proeminentes nos enxames abertos que os seus primeiros estelares mais massivos e azuis. Embora visível de binóculos na direcção da constelação de Cassiopeia, os 8,000 anos-luz que nos separam de M103 fazem este enxame parecer quatro vezes mais pequeno que uma Lua Cheia.
Crédito: Robert Gendler
 
 
Figura 16 - A maioria dos enxames estelares são bem impressionantes. Os enxames abertos NGC 869 e NGC 884, no entanto, são duplamente impressionantes. Também conhecidos como "h e chi Persei", este raro enxame duplo, visto na imagem do lado, é brilhante o suficiente para ser observado à vista desarmada a partir de um local escuro. Embora a sua descoberta remonte certamente até antes do começo da História, o astrónomo grego Hiparco foi o primeiro a catalogá-lo de "enxame duplo". NGC 869 e NGC 884 situam-se a 7,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Perseu, mas estão separados por apenas umas quantas centenas de anos-luz.
Crédito: Robert Gendler
 
 
Figura 17 - O catálogo NGC (New General Catalog) de enxames estelares, nebulosas e galáxias não é na realidade assim tão novo. De facto, foi publicado em 1888 - uma tentativa de J. L. E. Dreyer de consolidar o trabalho da família de astrónomos Herschel em conjunto com outros, num único e completo catálogo de descobertas e medições astronómicas. O trabalho de Dreyer teve êxito e é ainda importante hoje em dia, pois este catálogo continua a oferecer as letras "NGC" a brilhantes enxames, galáxias e nebulosas. Temos por exemplo o enxame estelar aberto conhecido como NGC 2266 (número 2,266 na compilação NGC). Situa-se a cerca de 10,000 anos-luz na direcção da constelação de Gémeos. Com uma idade aproximada de mil milhões de anos, NGC 2266 é velho para um enxame. As suas estrelas gigantes vermelhas são bem aparentes nes bonita imagem a três cores do lado.
Crédito: Till Credner & Sven Kohle, Universidade de Berna
 
 
Figura 18 - As quentes estrelas azuis dominam este lindo e recém-formado enxame aberto. NGC 3293 está localizado na constelação de Quilha, a cerca de 8,000 anos-luz de distância, e tem uma particularmente alta abundância destas jovens e quentes estrelas. Um estudo de NGC 3293 aponta que as estrelas azuis têm apenas 6 milhões de anos, e que as estrelas mais ténues e avermelhadas parecem ter 20 milhões de anos. Se assim for, a formação estelar neste enxame aberto demorou pelo menos 15 milhões de anos. Até mesmo este espaço de tempo é curto, no entanto, quando comparado com os milhares de milhões de anos que estrelas como o nosso Sol vivem, e com as vidas de mais de dez mil milhões de anos de muitas galáxias e do Universo. NGC 3293 aparece mesmo em frente de uma corrente densa de poeira emanando a partir da Nebulosa Carina.
Crédito: Cambridge Atlas of Astronomy, p. 288
 
 
Figura 19 - NGC 3603 é lar de um massivo enxame estelar, densos pilares de poeira, e uma estrela prestes a explodir. O enxame aberto central contém cerca de 2,000 estrelas, cada das quais muito mais bilhante e massiva que o Sol. Juntas, as radiações destas estrelas estão a energizar e a afastar o material vizinho, fazendo de NGC 3603 uma das mais interessantes regiões H II conhecidas. NGC 3603 fica a aproximadamente 20,000 anos-luz, e a região aqui vista cobre mais ou menos 20 anos-luz. Talvez o mais interessante nesta imagem a cores seja o grande número de ténues estrelas visíveis. Estas estrelas são menos massivas que o Sol, demonstrando que um grande número de estrelas de pequena massa também se formam em regiões activas de formação estelar.
Crédito: B. Brandl (Cornell) et al., ISAAC, VLT, ESO
 
 
Figura 20 - A grande variedade de cores de estrelas neste enxame aberto é adequada ao seu nome: A Caixa de Jóias. Umas das brilhantes estrelas centrais é uma supergigante vermelha, em contraste com as muitas outras estrelas azuis que a rodeia. O enxame, também conhecido como Kappa Crucis, contém pouco mais de 100 estrelas, e uma idade de cerca de 10 milhões de anos. Os enxames abertos são jovens, contêm menos estrelas e uma maior fracção de estrelas azuis que os enxames globulares. NGC 4755 situa-se a mais ou menos 7,500 anos-luz de distância, por isso a luz que vemos hoje foi emitida pelo enxame antes da construção das Grandes Pirâmides do Egipto. Cobre uma área de cerca de 20 anos-luz, e pode ser vista à vista desarmada na direcção da constelação do Cruzeiro do Sul.
Crédito: DSS (Digitized Sky Survey)
 
 
Figura 21 - Já alguma vez teve um dia em que parecia que uma nuvem escura o(a) estava seguindo(a)? Para o enxame aberto NGC 6520, todos os dias são assim. À esquerda da imagem do lado encontram-se muitas das brilhantes e azuis estrelas de NGC 6520. Formaram-se há poucos milhões de anos - muito mais recentemente que o nosso Sol, que se formou há milhares de milhões de anos atrás. À direita encontra-se uma nebulosa de absorção, a nuvem molecular Barnard 86, a partir da qual as estrelas de NGC 6520 se formaram. Esta nebulosa contém uma grande quantidade de poeira opaca que bloqueia a luz de muitas estrelas de fundo. Em torno de NGC 6520 encontra-se parte do tremendamente denso campo estelar do bojo da nossa Via Láctea, o extenso halo de estrelas que rodeia o centro da nossa Galáxia. NGC 6520 cobre uma área de cerca de 10 anos-luz e situa-se a aproximadamente 5,500 anos-luz na direcção da constelação de Sagitário.
Crédito: Jean-Charles Cuillandre (CFHT), Hawaiian Starlight, CFHT
 
 
Figura 22 - NGC 6791 é um dos mais antigos e maiores enxames abertos conhecidos. Os enxames abertos contêm normalmente umas quantas centenas de estrelas, cada uma com menos de mil milhões de anos. O enxame NGC 6791, no entanto, contém milhares de estrelas com uma idade estimada de cerca de 8 mil milhões de anos. O que é realmente confuso, no entanto, é que as estrelas de NGC 6791 são relativamente poeirentas - as quantidades minúsculas de elementos pesados (regularmente denominados metais) são altas quando comparadas com outros enxames. Estrelas mais antigas supostamente são pobres em metais, dado que estes se têm acumulado lentamente na nossa Galáxia. Este enigma torna NGC 6791, na imagem do lado, um dos mais estudados enxames abertos e um possível exemplo de como as estrelas podem evoluir no centro das galáxias.
Crédito: Barbara J. Mochejska (CAMK) et al., Telescópio de 2.1-m, KPNO, NOAO, NSF
 
 
Figura 23 - Com 1.6 mil milhões de anos, este enxame de estrelas está a começar a mostrar a sua idade. NGC 7789 é um enxame aberto a cerca de 8,000 anos-luz de distância na direcção da constelação de Cassiopeia, perto do plano da Via Láctea. Todas as estrelas do enxame nasceram provavelmente ao mesmo tempo mas as mais brilhantes e massivas gastaram mais rapidamente todo o hidrogénio nos seus núcleos. Estes evoluiram a partir de estrelas de sequência principal como o Sol em gigantes vermelhas aparentes (com um tom vermelho-amarelado), como se vê nesta imagem a cores. Ao comparar os modelos computacionais com observações de gigantes vermelhas e estrelas de sequência principal, os astrónomos podem determinar a massa e posteriormente a idade das estrelas do enxame.
Crédito: B.J. Mochejska e J. Kaluzny (Observatório da Universidade de Varsóvia), KPNO
 
Última actualização: 2005-05-29
 
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