Astronomie

Im vorherigen Abschnitt haben wir darauf hingewiesen, dass offene Cluster jünger sind als Kugelsternhaufen, und Assoziationen sind typischerweise noch jünger. In diesem Abschnitt, Wir werden zeigen, wie wir das Alter dieser Sternhaufen bestimmen. Die wichtigste Beobachtung ist, dass sich die Sterne in diesen verschiedenen Arten von Clustern an verschiedenen Stellen im H–R-Diagramm befinden, und wir können ihre Positionen im Diagramm in Kombination mit theoretischen Berechnungen verwenden, um abzuschätzen, wie lange sie gelebt haben.

H-R-Diagramme junger Haufen

Was sagt die Theorie für das H–R-Diagramm eines Haufens voraus, dessen Sterne kürzlich aus einer interstellaren Wolke kondensiert sind? Denken Sie daran, dass sich massereiche Sterne in jedem Stadium der Evolution schneller entwickeln als ihre massereicheren Gegenstücke. Nach einigen Millionen Jahren („vor kurzem“ für Astronomen) sollten die massereichsten Sterne ihre Kontraktionsphase abgeschlossen haben und sich in der Hauptsequenz befinden, während die weniger massereichen Sterne rechts liegen und sich noch auf dem Weg zur Hauptsequenz befinden sollten. Diese Ideen sind in Abbildung 1 dargestellt, die das H–R-Diagramm zeigt, das von R. Kippenhahn und seinen Mitarbeitern an der Universität München für einen hypothetischen Cluster mit einem Alter von 3 Millionen Jahren berechnet wurde.

Abbildung 1. Junges Cluster-H-R-Diagramm: Wir sehen ein H-R-Diagramm für einen hypothetischen jungen Cluster mit einem Alter von 3 Millionen Jahren. Beachten Sie, dass die massereichen Sterne (mit hoher Leuchtkraft) bereits in der Hauptreihenfolge ihres Lebens angekommen sind, während sich die massereicheren Sterne (mit geringerer Leuchtkraft) immer noch in Richtung der Null-Alters-Hauptreihenfolge zusammenziehen (die rote Linie) und sind noch nicht heiß genug, um ihre gesamte Energie aus der Fusion von Wasserstoff abzuleiten.

Es gibt echte Sternhaufen, die zu dieser Beschreibung passen. Das erste, das untersucht wurde (um 1950), war NGC 2264, das immer noch mit der Gas- und Staubregion verbunden ist, aus der es geboren wurde (Abbildung 2).

Abbildung 2. Junger Sternhaufen NGC 2264: Etwa 2600 Lichtjahre von uns entfernt ist diese Region neu gebildeter Sterne, bekannt als Christmas Tree Cluster, eine komplexe Mischung aus Wasserstoffgas (das von heißen eingebetteten Sternen ionisiert und rot dargestellt wird), dunklen, verdeckenden Staubbahnen und brillanten jungen Sternen. Das Bild zeigt eine Szene mit einem Durchmesser von etwa 30 Lichtjahren. (Bildnachweis: ESO)

Das H–R-Diagramm des NGC 2264-Clusters ist in Abbildung 3 dargestellt. Der Cluster in der Mitte des Orionnebels (in Sternentstehung) befindet sich in einem ähnlichen Entwicklungsstadium.

gekennzeichnet Abbildung 3. NGC 2264 H–R–Diagramm: Vergleichen Sie dieses H-R-Diagramm mit dem in Abbildung 1; Obwohl die Punkte hier etwas mehr streuen, sind die theoretischen und Beobachtungsdiagramme bemerkenswert und zufriedenstellend ähnlich.

Wenn Cluster älter werden, beginnen sich ihre HF–Diagramme zu ändern. Nach kurzer Zeit (weniger als eine Million Jahre nach Erreichen der Hauptreihe) verbrauchen die massereichsten Sterne den Wasserstoff in ihren Kernen und entwickeln sich außerhalb der Hauptreihe zu roten Riesen und Überriesen. Je mehr Zeit vergeht, Sterne mit geringerer Masse beginnen, die Hauptsequenz zu verlassen und sich oben rechts im H–R-Diagramm zu bewegen.

Abbildung 4 ist ein Foto von NGC 3293, einem etwa 10 Millionen Jahre alten Sternhaufen. Die dichten Wolken aus Gas und Staub sind verschwunden. Ein massereicher Stern hat sich zu einem roten Riesen entwickelt und sticht als besonders leuchtend orangefarbenes Mitglied des Haufens hervor.

Abbildung 4. NGC 3293: Alle Sterne in einem offenen Sternhaufen wie NGC 3293 bilden sich ungefähr zur gleichen Zeit. Die massereichsten Sterne erschöpfen ihren Kernbrennstoff jedoch schneller und entwickeln sich daher schneller als Sterne mit geringer Masse. Wenn sich Sterne entwickeln, werden sie röter. Der leuchtend orange Stern in NGC 3293 ist das Mitglied des Haufens, das sich am schnellsten entwickelt hat. (quelle: ESO/G. Beccari)

Abbildung 5 zeigt das H-R-Diagramm des offenen Haufens M41, der ungefähr 100 Millionen Jahre alt ist; Zu diesem Zeitpunkt hat sich eine beträchtliche Anzahl von Sternen nach rechts bewegt und ist zu roten Riesen geworden. Beachten Sie die Lücke, die in diesem H–R-Diagramm zwischen den Sternen in der Nähe der Hauptsequenz und den roten Riesen erscheint. Eine Lücke bedeutet nicht unbedingt, dass Sterne eine Region mit bestimmten Temperaturen und Helligkeiten meiden. In diesem Fall stellt es einfach eine Domäne von Temperatur und Leuchtkraft dar, durch die sich Sterne sehr schnell entwickeln. Wir sehen eine Lücke für M41, weil wir in diesem Moment keinen Stern erwischt haben, der über diesen Teil des Diagramms huscht.

beschriftet Abbildung 5. Cluster M41: (a) Cluster M41 ist älter als NGC 2264 (siehe ) und enthält mehrere rote Riesen. Einige seiner massereicheren Sterne befinden sich nicht mehr in der Nähe der Null-Alters-Hauptreihe (rote Linie). (b) Diese bodengestützte Aufnahme zeigt den offenen Sternhaufen M41. Beachten Sie, dass es mehrere orangefarbene Sterne enthält. Dies sind Sterne, die Wasserstoff in ihren Zentren erschöpft haben und zu roten Riesen angeschwollen sind. (credit b: Änderung der Arbeit von NOAO / AURA / NSF)

H-R-Diagramme älterer Sternhaufen

Nach 4 Milliarden Jahren haben viele weitere Sterne, darunter Sterne, die nur wenige Male massereicher sind als die Sonne, die Hauptreihe verlassen (Abbildung 6). Dies bedeutet, dass keine Sterne in der Nähe der Oberseite der Hauptsequenz übrig sind; nur die massearmen Sterne in der Nähe der Unterseite bleiben übrig. Je älter der Haufen ist, desto niedriger ist der Punkt in der Hauptsequenz (und desto geringer ist die Masse der Sterne), an dem sich die Sterne in Richtung des roten Riesen bewegen. Die Stelle im H–R-Diagramm, an der die Sterne begonnen haben, die Hauptsequenz zu verlassen, wird als Hauptsequenzabzweigung bezeichnet.

Abbildung 6. H-R-Diagramm für einen älteren Cluster: Wir sehen das H-R-Diagramm für einen hypothetischen älteren Cluster in einem Alter von 4,24 Milliarden Jahren. Beachten Sie, dass sich die meisten Sterne im oberen Teil der Hauptsequenz in Richtung der roten Riesenregion gedreht haben. Und die massereichsten Sterne im Haufen sind bereits gestorben und nicht mehr auf dem Diagramm.

Die ältesten Cluster von allen sind die Kugelsternhaufen. Abbildung 7 zeigt das H-R-Diagramm des Kugelsternhaufens 47 Tucanae. Beachten Sie, dass sich die Leuchtkraft– und Temperaturskalen von denen der anderen HF-Diagramme in diesem Kapitel unterscheiden. In Abbildung 6 beispielsweise reicht die Leuchtkraftskala auf der linken Seite des Diagramms vom 0,1- bis zum 100.000-fachen der Leuchtkraft der Sonne. In Abbildung 7 wurde die Helligkeitsskala jedoch erheblich verkleinert. So viele Sterne in diesem alten Haufen hatten Zeit, die Hauptsequenz auszuschalten, dass nur der untere Teil der Hauptsequenz übrig bleibt.

gekennzeichnet Abbildung 7. Cluster 47 Tucanae: Dieses H-R-Diagramm ist für den Kugelsternhaufen 47. Beachten Sie, dass sich die Helligkeitsskala von der der anderen H–R-Diagramme in diesem Kapitel unterscheidet. Wir konzentrieren uns nur auf den unteren Teil der Hauptsequenz, den einzigen Teil, in dem noch Sterne in diesem alten Haufen verbleiben.

Wie alt sind die verschiedenen Cluster, die wir diskutiert haben? Um ihr tatsächliches Alter (in Jahren) zu erhalten, müssen wir das Erscheinungsbild unserer berechneten HF–Diagramme unterschiedlichen Alters mit beobachteten HF–Diagrammen realer Cluster vergleichen. In der Praxis verwenden Astronomen die Position an der Spitze der Hauptsequenz (dh die Leuchtkraft, bei der sich Sterne von der Hauptsequenz entfernen, um rote Riesen zu werden) als Maß für das Alter eines Clusters (die Hauptsequenz-Abzweigung, die wir zuvor besprochen haben). Zum Beispiel können wir die Helligkeiten der hellsten Sterne vergleichen, die sich noch in der Hauptsequenz in Abbildung 3 und Abbildung 6 befinden.

Mit dieser Methode erweisen sich einige Assoziationen und offene Cluster als so jung wie 1 Million Jahre alt, während andere mehrere hundert Millionen Jahre alt sind. Sobald die gesamte interstellare Materie, die einen Cluster umgibt, zur Bildung von Sternen verwendet wurde oder sich zerstreut und vom Cluster entfernt hat, hört die Sternentstehung auf, und Sterne mit zunehmend geringerer Masse entfernen sich von der Hauptsequenz, wie in Abbildung 3, Abbildung 5 und Abbildung 6 gezeigt.

Zu unserer Überraschung ist sogar der jüngste der Kugelsternhaufen in unserer Galaxie älter als der älteste offene Haufen. Alle Kugelsternhaufen haben Hauptsequenzen, die sich bei einer geringeren Leuchtkraft als die der Sonne ausschalten. Die Sternentstehung in diesen überfüllten Systemen hat vor Milliarden von Jahren aufgehört, und es kommen keine neuen Sterne in die Hauptreihenfolge, um die ausgeschalteten zu ersetzen (siehe Abbildung 8).

Abbildung 8. HF-Diagramme für Cluster unterschiedlichen Alters: Diese Skizze zeigt, wie der Abschaltpunkt aus der Hauptsequenz niedriger wird, wenn wir HF–Diagramme für Cluster erstellen, die älter und älter sind.

In der Tat sind die Kugelsternhaufen die ältesten Strukturen in unserer Galaxie (und auch in anderen Galaxien). Die jüngsten haben ein Alter von etwa 11 Milliarden Jahren und einige scheinen noch älter zu sein. Da dies die ältesten Objekte sind, die wir kennen, ist diese Schätzung eine der besten Grenzen, die wir für das Alter des Universums selbst haben — es muss mindestens 11 Milliarden Jahre alt sein. Wir werden im Kapitel über den Urknall auf die faszinierende Frage der Bestimmung des Alters des gesamten Universums zurückkommen.

Glossar

Hauptsequenzabzweigung:

Position im H–R-Diagramm, an der Sterne beginnen, die Hauptsequenz zu verlassen