astronomi

i det foregående afsnit indikerede vi, at åbne klynger er yngre end kugleformede klynger, og foreninger er typisk endnu yngre. I dette afsnit viser vi, hvordan vi bestemmer alderen på disse stjerneklynger. Hovedobservationen er, at stjernerne i disse forskellige typer klynger findes forskellige steder i H–R-diagrammet, og vi kan bruge deres placeringer i diagrammet i kombination med teoretiske beregninger til at estimere, hvor længe de har levet.

H–R–diagrammer over Unge klynger

hvad forudsiger teorien for H-R-diagrammet for en klynge, hvis stjerner for nylig er kondenseret fra en interstellar sky? Husk, at massive stjerner på alle stadier af evolutionen udvikler sig hurtigere end deres kolleger med lavere masse. Efter et par millioner år (“for nylig” for astronomer) skulle de mest massive stjerner have afsluttet deres sammentrækningsfase og være på hovedsekvensen, mens de mindre massive skulle være til højre, stadig på vej til hovedsekvensen. Disse ideer er illustreret i Figur 1, som viser H–R-diagrammet beregnet af R. Kippenhahn og hans medarbejdere ved Munich University for en hypotetisk klynge med en alder af 3 millioner år.

Figur 1. Young Cluster H – R Diagram: vi ser et H–R diagram for en hypotetisk ung klynge med en alder af 3 millioner år. Bemærk, at stjernerne med høj masse (høj lysstyrke) allerede er ankommet til hovedsekvensstadiet i deres liv, mens stjernerne med lavere masse (lavere lysstyrke) stadig trækker sig sammen mod nulalderens hovedsekvens (den røde linje) og endnu ikke er varme nok til at udlede al deres energi fra fusion af brint.

der er rigtige stjerneklynger, der passer til denne beskrivelse. 1950) var NGC 2264, som stadig er forbundet med det område af gas og støv, hvorfra det blev født (figur 2).

Figur 2. Ung klynge NGC 2264: Beliggende omkring 2600 lysår fra os, er denne region af nydannede stjerner, kendt som Juletræsklyngen, en kompleks blanding af brintgas (som er ioniseret af varme indlejrede stjerner og vist i rødt), mørke tilslørende støvbaner og strålende unge stjerner. Billedet viser en scene omkring 30 lysår på tværs. (kredit: ESO)

NGC 2264-klyngens h-r-diagram er vist i figur 3. Klyngen midt i Oriontågen (vist i stjernedannelse) er i et lignende udviklingsstadium.

figur 3. NGC 2264 H–R Diagram: Sammenlign dette H-R diagram med det i Figur 1; selvom punkterne spredes lidt mere her, er de teoretiske og observationsdiagrammer bemærkelsesværdigt og tilfredsstillende ens.

efterhånden som klynger bliver ældre, begynder deres H–R-diagrammer at ændre sig. Efter kort tid (mindre end en million år efter at de når hovedsekvensen) bruger de mest massive stjerner brintet i deres kerner og udvikler sig fra hovedsekvensen til at blive røde giganter og supergiants. Efterhånden som mere tid går, begynder stjerner med lavere masse at forlade hovedsekvensen og finde vej til øverste højre hjørne af H–R-diagrammet.

figur 4 er et fotografi af NGC 3293, en klynge, der er omkring 10 millioner år gammel. De tætte skyer af gas og støv er væk. En massiv stjerne har udviklet sig til at blive en rød kæmpe og skiller sig ud som et særligt lyst orange medlem af klyngen.

figur 4. NGC 3293: alle stjernerne i en åben stjernehob som NGC 3293 dannes på omtrent samme tid. De mest massive stjerner udtømmer imidlertid deres atombrændstof hurtigere og udvikler sig derfor hurtigere end stjerner med lav masse. Når stjerner udvikler sig, bliver de rødere. Den lyse orange stjerne i NGC 3293 er det medlem af klyngen, der har udviklet sig hurtigst. (kredit: ESO / G. Beccari)

figur 5 viser H–R-diagrammet for den åbne klynge M41, som er cirka 100 millioner år gammel; på dette tidspunkt er et betydeligt antal stjerner flyttet til højre og blevet røde giganter. Bemærk det mellemrum, der vises i dette H–R-diagram mellem stjernerne nær hovedsekvensen og de røde giganter. Et hul betyder ikke nødvendigvis, at stjerner undgår et område med bestemte temperaturer og luminositeter. I dette tilfælde repræsenterer det simpelthen et domæne af temperatur og lysstyrke, gennem hvilke stjerner udvikler sig meget hurtigt. Vi ser et hul for M41, fordi vi i dette øjeblik ikke har fanget en stjerne i færd med at scurrying over denne del af diagrammet.

figur 5. Klynge M41: (a ) klynge M41 er ældre end NGC 2264 (se) og indeholder flere røde giganter. Nogle af dens mere massive stjerner er ikke længere tæt på nulalderens hovedsekvens (rød linje). (B) Dette jordbaserede fotografi viser den åbne klynge M41. Bemærk, at den indeholder flere orangefarvede stjerner. Dette er stjerner, der har udtømt brint i deres Centre og har svulmet op for at blive røde giganter. (kredit b: ændring af arbejde af NOAO / AURA / NSF)

H – R-diagrammer over Ældre klynger

efter 4 milliarder år er gået, har mange flere stjerner, inklusive stjerner, der kun er et par gange mere massive end Solen, forladt hovedsekvensen (figur 6). Dette betyder, at der ikke er nogen stjerner tilbage nær toppen af hovedsekvensen; kun lavmassestjernerne nær bunden er tilbage. Jo ældre klyngen er, jo lavere er punktet på hovedsekvensen (og jo lavere er stjernens masse), hvor stjerner begynder at bevæge sig mod den røde kæmpe region. Placeringen i H–R-diagrammet, hvor stjernerne er begyndt at forlade hovedsekvensen, kaldes hovedsekvensafslutningen.

figur 6. H – R-Diagram for en ældre klynge: vi ser H–R-diagrammet for en hypotetisk ældre klynge i en alder af 4,24 milliarder år. Bemærk, at de fleste stjerner på den øverste del af hovedsekvensen er slukket mod den røde kæmperegion. Og de mest massive stjerner i klyngen er allerede døde og er ikke længere på diagrammet.

de ældste klynger af alle er de kugleformede klynger. Figur 7 viser H–R-diagrammet for kuglehob 47 Tucanae. Bemærk, at lysstyrken og temperaturskalaerne er forskellige fra de andre H–R-diagrammer i dette kapitel. I figur 6 for eksempel går lysstyrkeskalaen på venstre side af diagrammet fra 0,1 til 100.000 gange solens lysstyrke. Men i Figur 7 er lysstyrkeskalaen blevet væsentligt reduceret i omfang. Så mange stjerner i denne gamle klynge har haft tid til at slukke for hovedsekvensen, at kun selve bunden af hovedsekvensen forbliver.

Figur 7. Klynge 47 Tucanae: dette H–R-diagram er til den kugleformede klynge 47. Bemærk, at lysstyrkens omfang adskiller sig fra de andre H–R-diagrammer i dette kapitel. Vi fokuserer kun på den nederste del af hovedsekvensen, den eneste del, hvor stjerner stadig forbliver i denne gamle klynge.

hvor gamle er de forskellige klynger, vi har diskuteret? For at få deres faktiske alder (i år) skal vi sammenligne udseendet af vores beregnede H–R–diagrammer i forskellige aldre med observerede H-r-diagrammer af virkelige klynger. I praksis bruger astronomer positionen øverst i hovedsekvensen (det vil sige lysstyrken, hvor stjerner begynder at bevæge sig fra hovedsekvensen for at blive røde giganter) som et mål for en klynges alder (hovedsekvensafgangen, vi diskuterede tidligere). For eksempel kan vi sammenligne lysstyrken af de lyseste stjerner, der stadig er på hovedsekvensen i figur 3 og figur 6.

ved hjælp af denne metode viser nogle foreninger og åbne klynger sig til at være så unge som 1 million år gamle, mens andre er flere hundrede millioner år gamle. Når alt det interstellare stof, der omgiver en klynge, er blevet brugt til at danne stjerner eller er spredt og flyttet væk fra klyngen, ophører stjernedannelsen, og stjerner med gradvis lavere masse bevæger sig væk fra hovedsekvensen, som vist i figur 3, figur 5 og figur 6.

til vores overraskelse viser det sig, at selv de yngste af de kugleformede klynger i vores galakse er ældre end den ældste åbne klynge. Alle de kugleformede klynger har hovedsekvenser, der slukker med en lysstyrke, der er mindre end Solens. Stjernedannelse i disse overfyldte systemer ophørte for milliarder af år siden, og ingen nye stjerner kommer videre til hovedsekvensen for at erstatte dem, der er slukket (se figur 8).

figur 8. H – R-diagrammer for klynger i forskellige aldre: denne skitse viser, hvordan afbrydelsespunktet fra hovedsekvensen bliver lavere, når vi laver H-r–diagrammer for klynger, der er ældre og ældre.

faktisk er de kugleformede klynger de ældste strukturer i vores galakse (og også i andre galakser). De yngste har en alder på omkring 11 milliarder år, og nogle ser ud til at være endnu ældre. Da dette er de ældste objekter, vi kender til, er dette skøn en af de bedste grænser, vi har for selve universets alder—det skal være mindst 11 milliarder år gammel. Vi vender tilbage til det fascinerende spørgsmål om at bestemme alderen på hele universet i kapitlet om Big Bang.

ordliste

hovedsekvens afbrydelse:

placering i H – R-diagrammet, hvor stjerner begynder at forlade hovedsekvensen