Las estrellas del bulbo de nuestra galaxia (la zona más interna) no son las mismas que se formaron al comienzo de los tiempos, sino que provienen de generaciones más jóvenes que se han formado a partir del material que sus predecesoras han esparcido por el espacio interestelar. Este dato podemos corroborarlo estudiando la metalicidad de las estrellas, es decir,  la proporción de elementos pesados que forman parte de su composición. Como ya sabemos, cuando una estrella muere expulsa sus elementos hacia el exterior, elementos que luego son usados para formar nuevas estrellas: por tanto, estas nuevas estrellas tendrán entre su composición elementos más pesados de lo habitual, lo que conocemos como una alta metalicidad. Las más antiguas, sin embargo, se formaron con poco más que hidrógeno y helio, pues el espacio interestelar todavía no estaba “sembrado” de elementos pesados, por lo que su metalicidad será mucho menor.

La metalicidad nos puede dar nociones, por tanto, de la edad de una estrella y de su procedencia. Los cúmulos globulares que están en el bulbo suelen tener una metalicidad relativamente alta, ya que se han “contaminado” con las estrellas de la zona. Sin embargo, NGC 6558 es uno de los globulares más cercanos al núcleo y uno de los de menor metalicidad, lo cual sólo podemos achacar a una avanzada edad. Además pertenece a los cúmulos que han sufrido un colapso de su núcleo (en esta entrada revisábamos este concepto), lo cual no hace más que confirmar su senectud. De hecho, tuvo que formarse a raíz de las primeras grandes nubes moleculares que poblaban la Vía Láctea primigenia, la época de en la que brillaron sus primeras estrellas. NGC 6558 fue descubierto por William Herschel en 1784 con un telescopio de 45 cm de apertura: este dato no debe desanimarnos, pues resulta bastante sencillo de observar incluso con pequeños instrumentos.

Se encuentra a 24.000 años luz, por debajo de la estrella gamma Sagittarii, muy cerca de NGC 6569, que ya vimos en esta entrada. NGC 6558 es un cúmulo de la onceava magnitud y un diámetro de unos 10 minutos de arco, aunque al telescopio nos parecerá más pequeño porque sus regiones más periféricas se pierden fácilmente en el cielo de fondo. A 214 aumentos aparece como una pequeña esfera con un destacado núcleo más brillante de unos dos minutos de arco de diámetro, claramente diferenciado de la periferia más débil. Tuve la suerte de observarlo bajo cielos de magnitud límite en torno a 6.5, gracias a lo cual pude apreciar una marcada ebullición de estrellas que se dejaban ver por toda su superficie, con un aspecto granujiento de lo más sugerente. En la zona periférica estas estrellas eran más patentes y brillantes, sobre todo tras varios minutos de adaptación y haciendo uso de la visión lateral.