astronomie

v předchozí části, naznačili jsme, že otevřené shluky jsou mladší než kulové shluky, a asociace jsou obvykle ještě mladší. V této části, ukážeme, jak určujeme věk těchto hvězdokup. Klíčové pozorování je, že hvězdy v těchto různých typech hvězdokup se nacházejí na různých místech v diagramu H–R, a jejich umístění v diagramu můžeme použít v kombinaci s teoretickými výpočty k odhadu, jak dlouho žili.

H-R diagramy mladých hvězdokup

co předpovídá teorie pro H–R diagram hvězdokupy, jejíž hvězdy nedávno kondenzovaly z mezihvězdného mraku? Pamatujte, že v každé fázi vývoje se Masivní hvězdy vyvíjejí rychleji než jejich protějšky s nižší hmotností. Po několika milionech let („Nedávno“ pro astronomy) by nejhmotnější hvězdy měly dokončit svou kontrakční fázi a být na hlavní sekvenci, zatímco méně masivní by měly být vpravo, stále na cestě k hlavní sekvenci. Tyto myšlenky jsou znázorněny na obrázku 1, který ukazuje diagram H-R vypočítaný R. Kippenhahnem a jeho spolupracovníky na Mnichovské univerzitě pro hypotetický klastr s věkem 3 miliony let.

Obrázek 1. Mladý shluk H-R Diagram: vidíme H-R diagram pro hypotetickou mladou shluk s věkem 3 miliony let. Všimněte si, že hvězdy s vysokou hmotností (high-luminosity) již dorazily do fáze hlavního sledu svého života, zatímco hvězdy s nižší hmotností (lower-luminosity) se stále stahují směrem k hlavní sekvenci nulového věku (červená čára) a ještě nejsou dostatečně horké, aby odvodily veškerou svou energii z fúze vodíku.

existují skutečné hvězdokupy, které odpovídají tomuto popisu. První, která byla studována (asi v roce 1950), byla NGC 2264, která je stále spojena s oblastí plynu a prachu ,ze které se narodila (Obrázek 2).

Obrázek 2. Mladá hvězdokupa NGC 2264: Nachází se asi 2600 světelných let od nás, tato oblast nově vytvořených hvězd, známá jako hvězdokupa vánočního stromu, je složitá směs plynného vodíku (který je ionizován horkými vloženými hvězdami a je zobrazen červeně), tmavé zakrývající prachové pruhy a brilantní mladé hvězdy. Obrázek ukazuje scénu asi 30 světelných let napříč. (kredit: ESO)

H-R diagram klastru NGC 2264 je znázorněn na obrázku 3. Hvězdokupa uprostřed mlhoviny Orion (zobrazená ve formování hvězd) je v podobném stádiu vývoje.

obrázek 3. NGC 2264 H-R Diagram: Porovnejte tento H-R diagram s obrázkem 1; ačkoli se zde body rozptylují o něco více, teoretické a pozorovací diagramy jsou pozoruhodně a uspokojivě podobné.

jak klastry stárnou, jejich H-R diagramy se začínají měnit. Po krátké době (méně než milion let poté, co dosáhnou hlavní sekvence), nejhmotnější hvězdy spotřebovávají vodík ve svých jádrech a vyvíjejí se z hlavní sekvence, aby se staly červenými obry a supergianty. Jak plyne více času, hvězdy nižší hmotnosti začínají opouštět hlavní sekvenci a vydávají se do pravého horního rohu diagramu H–R.

obrázek 4 je fotografie NGC 3293, hvězdokupy staré asi 10 milionů let. Husté mraky plynu a prachu jsou pryč. Jedna masivní hvězda se vyvinula, aby se stala červeným obrem a vyniká jako zvláště jasně oranžový člen hvězdokupy.

obrázek 4. NGC 3293: všechny hvězdy v otevřené hvězdokupě, jako je NGC 3293, se tvoří přibližně ve stejnou dobu. Nejhmotnější hvězdy však rychleji vyčerpávají své jaderné palivo, a proto se vyvíjejí rychleji než hvězdy s nízkou hmotností. Jak se hvězdy vyvíjejí, stávají se červenější. Jasně oranžová hvězda v NGC 3293 je členem hvězdokupy, která se vyvinula nejrychleji. (kredit: ESO / G. Beccari)

obrázek 5 ukazuje H-R diagram otevřené hvězdokupy M41, která je stará zhruba 100 milionů let; do této doby se značný počet hvězd posunul doprava a stal se červenými obry. Všimněte si mezery, která se objevuje v tomto diagramu H–R mezi hvězdami poblíž hlavní sekvence a červenými obry. Mezera nemusí nutně znamenat, že hvězdy se vyhýbají oblasti určitých teplot a svítivosti. V tomto případě jednoduše představuje doménu teploty a svítivosti, díky níž se hvězdy vyvíjejí velmi rychle. Vidíme mezeru pro M41, protože v tomto konkrétním okamžiku jsme nezachytili hvězdu v procesu pobíhání po této části diagramu.

obrázek 5. Cluster M41: (a) Cluster M41 je starší než NGC 2264 (viz) a obsahuje několik červených obrů. Některé z jeho masivnějších hvězd již nejsou blízko hlavní posloupnosti nulového věku (červená čára). b) Tato pozemní fotografie ukazuje otevřenou hvězdokupu M41. Všimněte si, že obsahuje několik oranžových hvězd. Jedná se o hvězdy, které vyčerpaly vodík ve svých centrech a zvětšily se, aby se staly červenými obry. (kredit b: modifikace práce NOAO/AURA / NSF)

H-R diagramy starších hvězdokup

po uplynutí 4 miliard let opustilo hlavní sekvenci mnohem více hvězd, včetně hvězd, které jsou jen několikrát hmotnější než Slunce (obrázek 6). To znamená, že v horní části hlavní sekvence nezůstanou žádné hvězdy; zůstávají pouze hvězdy s nízkou hmotností poblíž dna. Čím je hvězdokupa starší, tím nižší je bod na hlavní sekvenci (a tím nižší je hmotnost hvězd), kde se hvězdy začínají pohybovat směrem k oblasti červeného obra. Umístění v diagramu H-R, kde hvězdy začaly opouštět hlavní sekvenci, se nazývá odbočka hlavní sekvence.

obrázek 6. H-R Diagram pro starší shluk: vidíme H-R diagram pro hypotetickou starší shluk ve věku 4,24 miliardy let. Všimněte si, že většina hvězd v horní části hlavní sekvence se vypnula směrem k oblasti červeného obra. A nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupě již zemřely a již nejsou na diagramu.

nejstaršími shluky ze všech jsou kulové shluky. Obrázek 7 ukazuje H-R diagram globulárního shluku 47 Tucanae. Všimněte si, že stupnice svítivosti a teploty se liší od ostatních diagramů H–R v této kapitole. Na obrázku 6 je například stupnice svítivosti na levé straně diagramu od 0,1 do 100 000násobku svítivosti Slunce. Ale na obrázku 7 byla stupnice svítivosti významně snížena. Tolik hvězd v této staré hvězdokupě mělo čas vypnout hlavní sekvenci, že zůstává pouze spodní část hlavní sekvence.

Obrázek 7. Hvězdokupa 47 Tucanae: tento H-R diagram je pro kulovou hvězdokupu 47. Všimněte si, že stupnice svítivosti se liší od stupnice ostatních diagramů H–R v této kapitole. Zaměřujeme se pouze na spodní část hlavní sekvence, jedinou část, kde hvězdy stále zůstávají v této staré hvězdokupě.

jak staré jsou různé klastry, o kterých jsme diskutovali? Abychom získali jejich skutečný věk (v letech), musíme porovnat vzhled našich vypočtených H-R diagramů různého věku s pozorovanými H-R diagramy skutečných shluků. V praxi astronomové používají polohu v horní části hlavní sekvence (to znamená svítivost, při které se hvězdy začnou pohybovat z hlavní sekvence, aby se staly červenými obry) jako měřítko věku hvězdokupy (odbočka hlavní sekvence, o které jsme diskutovali dříve). Můžeme například porovnat světelnost nejjasnějších hvězd, které jsou stále na hlavní sekvenci na obrázku 3 a na obrázku 6.

při použití této metody se některé asociace a otevřené klastry ukázaly být staré až 1 milion let, zatímco jiné jsou staré několik set milionů let. Jakmile byla veškerá mezihvězdná hmota obklopující hvězdokupu použita k vytvoření hvězd nebo se rozptýlila a vzdálila se od hvězdokupy, tvorba hvězd ustává a hvězdy postupně nižší hmotnosti se pohybují mimo hlavní sekvenci, jak je znázorněno na obrázku 3, obrázek 5, a obrázek 6.

k našemu překvapení se zjistilo, že i nejmladší z kulových hvězdokup v naší Galaxii je starší než nejstarší otevřená hvězdokupa. Všechny kulové klastry mají hlavní sekvence, které se vypínají při svítivosti menší než Slunce. Tvorba hvězd v těchto přeplněných systémech přestala před miliardami let a do hlavní sekvence nepřicházejí žádné nové hvězdy, které by nahradily ty, které se vypnuly (viz Obrázek 8).

Obrázek 8. H-R diagramy pro shluky různého věku: tento náčrt ukazuje, jak se bod vypnutí z hlavní sekvence sníží, když vytváříme H-R diagramy pro shluky, které jsou starší a starší.

globulární klastry jsou ve skutečnosti nejstaršími strukturami v naší Galaxii (a také v jiných galaxiích). Nejmladší mají věk asi 11 miliard let a někteří se zdají být ještě starší. Protože se jedná o nejstarší objekty, o kterých víme, je tento odhad jedním z nejlepších limitů, které máme na věk samotného vesmíru-musí být starý nejméně 11 miliard let. K fascinující otázce určení stáří celého vesmíru se vrátíme v kapitole o Velkém třesku.

Glosář

odbočka hlavní sekvence:

umístění v diagramu H-R, kde hvězdy začínají opouštět hlavní sekvenci