Astronomie

In het vorige hoofdstuk hebben wij aangegeven dat die open sterrenhopen zijn jonger dan bolvormige sterrenhopen en verenigingen zijn meestal zelfs jonger. In deze sectie zullen we laten zien hoe we de leeftijden van deze sterrenhopen bepalen. De belangrijkste observatie is dat de sterren in deze verschillende soorten clusters op verschillende plaatsen in het H–R diagram worden gevonden, en we kunnen hun locaties in het diagram gebruiken in combinatie met theoretische berekeningen om te schatten hoe lang ze hebben geleefd.

H-R diagrammen van jonge Clusters

wat voorspelt de theorie voor het H-R diagram van een cluster waarvan de sterren onlangs zijn gecondenseerd uit een interstellaire wolk? Vergeet niet dat in elke fase van de evolutie, massieve sterren sneller evolueren dan hun lagere massa tegenhangers. Na een paar miljoen jaar (“recent” voor astronomen) zouden de massiefste sterren hun contractiefase moeten hebben voltooid en op de hoofdreeks moeten staan, terwijl de minder massieve sterren rechts zouden moeten staan, nog steeds op weg naar de hoofdreeks. Deze ideeën worden geïllustreerd in Figuur 1, die het H–R-diagram laat zien dat door R. Kippenhahn en zijn medewerkers aan de Universiteit van München is berekend voor een hypothetische cluster met een leeftijd van 3 miljoen jaar.

figuur 1. Jong Cluster H–R Diagram: we zien een H-R diagram voor een hypothetische jonge cluster met een leeftijd van 3 miljoen jaar. Merk op dat de sterren met een hoge massa (hoge helderheid) al in het stadium van de HoofdReeks van hun leven zijn aangekomen, terwijl de sterren met een lagere massa (lagere helderheid) nog steeds samentrekken in de richting van de hoofdreeks zonder leeftijd (de rode lijn) en nog niet heet genoeg zijn om al hun energie te ontlenen aan de fusie van waterstof.

er zijn echte sterrenhopen die aan deze beschrijving voldoen. Het eerste dat werd bestudeerd (rond 1950) was NGC 2264, dat nog steeds geassocieerd is met het gebied van gas en stof waaruit het is geboren (Figuur 2).

Figuur 2. Jonge Cluster NGC 2264: Gelegen op ongeveer 2600 lichtjaar van ons, dit gebied van nieuw gevormde sterren, bekend als de kerstboom Cluster, is een complex mengsel van waterstofgas (dat wordt geïoniseerd door hete ingebedde sterren en weergegeven in rood), donkere verduisterende stof rijstroken, en briljante jonge sterren. De afbeelding toont een scène van ongeveer 30 lichtjaar in doorsnede. (credit: ESO)

het H–R-diagram van de NGC 2264-cluster is weergegeven in Figuur 3. De cluster in het midden van de Orionnevel (weergegeven in stervorming) bevindt zich in een soortgelijk evolutiestadium.

Figuur 3. NGC 2264 H-R Diagram: vergelijk dit H–R diagram met dat in Figuur 1; hoewel de punten hier een beetje meer verspreiden, zijn de theoretische en observationele diagrammen opmerkelijk en bevredigend vergelijkbaar.

naarmate clusters ouder worden, beginnen hun H–R diagrammen te veranderen. Na een korte tijd (minder dan een miljoen jaar nadat ze de hoofdreeks hebben bereikt), gebruiken de massiefste sterren de waterstof in hun kernen en evolueren van de hoofdreeks naar rode reuzen en superreuzen. Naarmate meer tijd verstrijkt, beginnen sterren met een lagere massa de hoofdreeks te verlaten en hun weg te vinden naar de rechterbovenhoek van het H-R-diagram.

Figuur 4 is een foto van NGC 3293, een cluster dat ongeveer 10 miljoen jaar oud is. De dichte wolken van gas en stof zijn verdwenen. Een massieve ster is geëvolueerd tot een rode reus en valt op als een bijzonder feloranje lid van de cluster.

Figuur 4. NGC 3293: alle sterren in een open sterrencluster zoals NGC 3293 vormen zich op ongeveer hetzelfde moment. De massiefste sterren verbruiken echter sneller hun nucleaire brandstof en evolueren dus sneller dan sterren met een lage massa. Als sterren evolueren, worden ze roder. De helder oranje ster in NGC 3293 is het lid van de sterrenhoop die het snelst is geëvolueerd. (credit: ESO / G. Beccari)

Figuur 5 toont het H-R-diagram van de open cluster M41, die ongeveer 100 miljoen jaar oud is; tegen die tijd is een aanzienlijk aantal sterren naar rechts verschoven en rode reuzen geworden. Let op het gat dat in dit H–R diagram verschijnt tussen de sterren in de buurt van de hoofdreeks en de rode reuzen. Een kloof betekent niet noodzakelijkerwijs dat Sterren een gebied met bepaalde temperaturen en luminositeiten vermijden. In dit geval vertegenwoordigt het gewoon een domein van temperatuur en lichtkracht waardoor sterren zeer snel evolueren. We zien een gat voor M41 omdat we op dit moment nog geen ster hebben gevangen in het proces van scharrelen over dit deel van het diagram.

Figuur 5. Cluster M41: (a) Cluster M41 is ouder dan NGC 2264 (zie ) en bevat verschillende rode reuzen. Sommige van zijn Massievere sterren liggen niet meer in de buurt van de nul-leeftijd hoofdreeks (rode lijn). (b) Deze foto op de grond toont het open cluster M41. Merk op dat het bevat verschillende oranje-kleur sterren. Dit zijn sterren die waterstof in hun centrum hebben uitgeput, en zijn opgezwollen om rode reuzen te worden. (krediet B: wijziging van het werk van NOAO / AURA/NSF)

H-R diagrammen van oudere sterrenhopen

na 4 miljard jaar zijn er veel meer sterren, waaronder sterren die slechts een paar keer zwaarder zijn dan de zon, uit de hoofdreeks verdwenen (Figuur 6). Dit betekent dat er geen sterren meer over zijn aan de bovenkant van de hoofdreeks; alleen de lage massa sterren aan de onderkant blijven over. Hoe ouder de cluster, hoe lager het punt op de hoofdreeks (en hoe lager de massa van de sterren) waar sterren beginnen te bewegen naar het Rode reuzengebied. De locatie in het H–R diagram waar de sterren de hoofdreeks beginnen te verlaten wordt de hoofdreeks turnoff genoemd.

Figuur 6. H-R Diagram voor een oudere Cluster: we zien het H-R diagram voor een hypothetische oudere cluster op een leeftijd van 4,24 miljard jaar. Merk op dat de meeste sterren op het bovenste deel van de hoofdreeks zijn uitgeschakeld in de richting van het rood-reuzengebied. En de massiefste sterren in de cluster zijn al dood en staan niet meer op het diagram.

de oudste clusters van allemaal zijn de bolvormige clusters. Figuur 7 toont het H-R diagram van bolvormige cluster 47 Tucanae. Merk op dat de lichtkracht–en temperatuurschalen verschillen van die van de andere H-R-diagrammen in dit hoofdstuk. In Figuur 6 bijvoorbeeld gaat de lichtkrachtschaal aan de linkerkant van het diagram van 0,1 tot 100.000 keer de lichtkracht van de zon. Maar in Figuur 7 is de lichtkrachtschaal aanzienlijk verminderd. Zoveel sterren in deze oude cluster hebben de tijd gehad om de hoofdreeks uit te schakelen dat alleen de onderkant van de hoofdreeks overblijft.

Figuur 7. Cluster 47 Tucanae: dit H–R diagram is voor de bolvormige cluster 47. Merk op dat de schaal van lichtkracht verschilt van die van de andere H–R diagrammen in dit hoofdstuk. We focussen alleen op het onderste deel van de hoofdreeks, het enige deel waar sterren nog in deze oude cluster zitten.

hoe oud zijn de verschillende clusters die we besproken hebben? Om hun werkelijke leeftijden (in jaren) te krijgen, moeten we de verschijningen van onze berekende H–R diagrammen van verschillende leeftijden vergelijken met waargenomen H–R diagrammen van echte clusters. In de praktijk gebruiken astronomen de positie aan de top van de hoofdreeks (dat wil zeggen, De helderheid waarbij sterren van de hoofdreeks beginnen te bewegen tot rode reuzen) als een maat voor de leeftijd van een cluster (de hoofdreeks turn-off die we eerder bespraken). We kunnen bijvoorbeeld de luminositeiten van de helderste sterren vergelijken die nog steeds op de hoofdreeks staan in Figuur 3 en Figuur 6.

met behulp van deze methode blijken sommige verenigingen en open clusters zo jong te zijn als 1 miljoen jaar oud, terwijl andere enkele honderden miljoen jaar oud zijn. Zodra alle interstellaire materie rond een cluster is gebruikt om sterren te vormen of zich heeft verspreid en zich van de cluster heeft verplaatst, stopt de stervorming en bewegen sterren met een progressief lagere massa van de hoofdreeks af, zoals weergegeven in Figuur 3, Figuur 5 en Figuur 6.

tot onze verbazing blijken zelfs de jongste bolhopen in ons melkwegstelsel ouder te zijn dan de oudste open sterrenhoop. Alle bolvormige sterrenhopen hebben hoofdsequenties die minder helder worden dan die van de zon. Stervorming in deze overvolle systemen stopte miljarden jaren geleden, en er komen geen nieuwe sterren in de hoofdreeks om degenen die zijn uitgeschakeld te vervangen (zie Figuur 8).

Figuur 8. H-R diagrammen voor Clusters van verschillende leeftijden: deze schets laat zien hoe het afslagpunt van de hoofdreeks lager wordt als we H-R diagrammen maken voor clusters die ouder en ouder zijn.

inderdaad, de bolhopen zijn de oudste structuren in ons Melkwegstelsel (en ook in andere melkwegstelsels). De jongste hebben een leeftijd van ongeveer 11 miljard jaar en sommige lijken zelfs ouder te zijn. Aangezien dit de oudste objecten zijn die we kennen, is deze schatting een van de beste grenzen die we hebben op de leeftijd van het universum zelf—het moet minstens 11 miljard jaar oud zijn. We zullen terugkeren naar de fascinerende vraag van het bepalen van de leeftijd van het hele universum in het hoofdstuk over de oerknal.

Woordenlijst

turn-off hoofdreeks:

locatie in het H-R-diagram waar Sterren de hoofdreeks beginnen te verlaten