Tähtitiede

edellisessä jaksossa osoitimme, että avoimet klusterit ovat nuorempia kuin pallomaiset klusterit, ja assosiaatiot ovat tyypillisesti vielä nuorempia. Tässä jaksossa näytämme, miten määritämme näiden tähtijoukkojen iät. Keskeinen havainto on, että näiden erityyppisten tähtijoukkojen tähdet löytyvät eri paikoista H–R-diagrammissa, ja voimme käyttää niiden sijaintia diagrammissa yhdessä teoreettisten laskelmien kanssa arvioidaksemme, kuinka kauan ne ovat eläneet.

nuorten Tähtijoukkojen H–R-diagrammit

mitä teoria ennustaa sellaisen tähtijoukon H-R-diagrammille, jonka tähdet ovat äskettäin tiivistyneet tähtienvälisestä pilvestä? Muista, että jokaisessa evoluution vaiheessa massiiviset tähdet kehittyvät nopeammin kuin niiden pienimassaiset vastineet. Muutaman miljoonan vuoden kuluttua (”äskettäin” tähtitieteilijöille) massiivisimpien tähtien olisi pitänyt saada supistumisvaiheensa päätökseen ja olla pääjaksossa, kun taas vähemmän massiivisten tähtien pitäisi olla oikealla, vielä matkalla pääjaksoon. Näitä ajatuksia havainnollistetaan kuvassa 1, joka esittää R. Kippenhahnin ja hänen kumppaniensa Münchenin yliopistossa laskeman h–r-diagrammin hypoteettiselle klusterille, jonka ikä on 3 miljoonaa vuotta.

Kuva 1. Nuori klusteri H-R-kaavio: näemme H-R-diagrammin hypoteettiselle nuorelle klusterille, jonka ikä on 3 miljoonaa vuotta. Huomaa, että suurimassaiset (suuriluminositeettiset) tähdet ovat jo saapuneet elämänsä pääjaksovaiheeseen, kun taas pienimassaiset (pieniluminositeettiset) tähdet supistuvat yhä kohti nollakauden pääjaksoa (punaista viivaa) eivätkä ole vielä tarpeeksi kuumia saadakseen kaiken energiansa vedyn fuusiosta.

on olemassa todellisia tähtijoukkoja, jotka sopivat tähän kuvaukseen. Ensimmäinen tutkittu (noin vuonna 1950) oli NGC 2264, joka liittyy edelleen siihen kaasun ja pölyn alueeseen, josta se on syntynyt (kuva 2).

Kuva 2. Nuori klusteri NGC 2264: Noin 2600 valovuoden päässä meistä sijaitseva alue, jossa on Vastamuodostuneita tähtiä, joita kutsutaan Joulukuusirykelmäksi, on monimutkainen seos vetykaasua (joka ionisoituu kuumista, punaisina näkyvistä tähdistä), tummia pölykaistoja ja loistavia nuoria tähtiä. Kuvassa on noin 30 valovuoden läpimittainen kohtaus. (luotto: ESO)

NGC 2264–klusterin H-R-Diagrammi on esitetty kuvassa 3. Tähtijoukko Orionin tähtisumun keskellä (näkyy tähtien muodostumisessa) on samanlaisessa kehitysvaiheessa.

kuva 3. NGC 2264 H–R-Diagrammi: vertaa tätä H-R-diagrammia Kuvan 1 diagrammiin; vaikka pisteet hajaantuvat hieman enemmän tässä, teoreettiset ja havainnolliset diagrammit ovat huomattavan ja tyydyttävästi samanlaisia.

klusterien vanhetessa niiden H-R-diagrammit alkavat muuttua. Lyhyen ajan kuluttua (alle miljoona vuotta pääsarjan saavuttamisen jälkeen) massiivisimmat tähdet kuluttavat ydintensä vedyn loppuun ja kehittyvät pääsarjan ulkopuolella punaisiksi jättiläisiksi ja superjättiläisiksi. Kun aikaa kuluu enemmän, pienempimassaiset tähdet alkavat poistua pääjaksosta ja edetä H–R-diagrammin oikeaan yläkulmaan.

Kuva 4 on valokuva NGC 3293: sta, noin 10 miljoonaa vuotta vanhasta rykelmästä. Tiheät kaasu-ja pölypilvet ovat poissa. Yksi massiivinen tähti on kehittynyt punaiseksi jättiläiseksi ja erottuu joukosta erityisen kirkkaanoranssina.

Kuva 4. NGC 3293: kaikki avoimen tähtijoukon tähdet, kuten NGC 3293, muodostuvat suunnilleen samaan aikaan. Massiivisimmat tähdet kuluttavat kuitenkin ydinpolttoaineensa nopeammin ja kehittyvät siten nopeammin kuin pienimassaiset tähdet. Kun tähdet kehittyvät, ne muuttuvat punaisemmiksi. NGC 3293: n kirkkaanoranssi tähti on nopeimmin kehittyneen tähtijoukon jäsen. (luotto: ESO / G. Beccari)

Kuvassa 5 on noin 100 miljoonaa vuotta vanhan avoimen tähtijoukon M41 h-r-Diagrammi; tähän mennessä huomattava määrä tähtiä on siirtynyt oikealle ja muuttunut punaisiksi jättiläisiksi. Huomaa kuilu, joka näkyy tässä H–R-kaaviossa pääjaksoa lähellä olevien tähtien ja punaisten jättiläisten välillä. Aukko ei välttämättä tarkoita sitä, että tähdet välttäisivät aluetta, jossa on tiettyjä lämpötiloja ja luminositeetteja. Tässä tapauksessa se edustaa yksinkertaisesti lämpötilan ja luminositeetin aluetta, jonka kautta tähdet kehittyvät hyvin nopeasti. Näemme aukon M41: lle, koska juuri tällä hetkellä emme ole saaneet tähteä kiikkumaan tämän osan läpi.

kuva 5. Klusteri M41: a) klusteri M41 on vanhempi kuin NGC 2264 (ks.) ja sisältää useita punaisia jättiläisiä. Osa sen massiivisemmista tähdistä ei ole enää lähellä nollakauden pääjaksoa (punainen viiva). (b) tässä maassa olevassa valokuvassa on avoin klusteri M41. Huomaa, että se sisältää useita oranssinvärisiä tähtiä. Ne ovat tähtiä, jotka ovat uuvuttaneet vetyä keskuksissaan ja paisuneet punaisiksi jättiläisiksi. (luotto b: noao/AURA/NSF: n työn muuttaminen)

H-R-diagrammit vanhemmista tähtijoukoista

kun 4 miljardia vuotta on kulunut, pääjoukosta on poistunut paljon enemmän tähtiä, myös tähtiä, jotka ovat vain muutaman kerran aurinkoa massiivisempia (kuva 6). Tämä tarkoittaa sitä, että pääjoukon yläosan tuntumaan ei jää yhtään tähteä, vain pohjan lähellä olevat pienimassaiset tähdet jäävät jäljelle. Mitä vanhempi tähtijoukko on, sitä pienempi on pääjoukon piste (ja sitä pienempi tähtien massa), jossa tähdet alkavat liikkua kohti punaista jättiläisaluetta. H–R-diagrammissa olevaa paikkaa, jossa tähdet ovat alkaneet poistua pääjaksosta, kutsutaan pääjaksokäännökseksi.

kuva 6. H-R-Diagrammi vanhemmalle klusterille: näemme H-R-diagrammin hypoteettiselle vanhemmalle klusterille 4,24 miljardin vuoden iässä. Huomaa, että suurin osa pääjakson yläosan tähdistä on kääntynyt kohti punaista jättiläismäistä aluetta. Tähtijoukon massiivisimmat tähdet ovat jo kuolleet eivätkä ole enää kaaviossa.

kaikista vanhimpia klustereita ovat pallomaiset klusterit. Kuvassa 7 on pallomainen tähtijoukko 47 Tucanae H-R-Diagrammi. Huomaa, että luminositeetti–ja lämpötila-asteikot ovat erilaiset kuin muissa tämän luvun H-R-diagrammeissa. Esimerkiksi kuvassa 6 kaavion vasemmalla puolella oleva luminositeettiasteikko on 0,1-100 000 kertaa Auringon luminositeetti. Kuvassa 7 luminositeettiasteikko on kuitenkin pienentynyt merkittävästi. Niin monet tämän vanhan tähtijoukon tähdet ovat ehtineet sammuttaa pääjakson, että vain pääjoukon alaosa on jäljellä.

Kuva 7. Klusteri 47 Tucanae: tämä H-R-kaavio on pallomainen klusteri 47. Huomaa, että luminositeetin asteikko eroaa muiden tämän luvun H–R-diagrammien asteikosta. Keskitymme vain pääjakson alaosaan, ainoaan osaan, jossa tähtiä on vielä jäljellä tässä vanhassa tähtijoukossa.

kuinka vanhoja ovat eri klusterit, joista olemme keskustelleet? Saadaksemme heidän todelliset ikänsä (vuosina), meidän täytyy verrata laskettujen eri–ikäisten H–R-diagrammiemme esiintymisiä todettuihin todellisten klustereiden H-R-diagrammeihin. Käytännössä tähtitieteilijät käyttävät tähtijoukon iän mittana pääjoukon yläosassa olevaa paikkaa (eli sitä luminositeettia, jolla tähdet alkavat siirtyä pois pääjoukosta tullakseen punaisiksi jättiläisiksi) (aiemmin käsittelemäämme pääjoukon kääntöpuolta). Voimme esimerkiksi verrata kirkkaimpien tähtien luminositeetteja, jotka ovat edelleen Pääjaksossa kuvissa 3 ja 6.

tätä menetelmää käyttäen jotkin yhdistykset ja avoimet klusterit osoittautuvat jopa 1 miljoonan vuoden ikäisiksi, kun taas toiset ovat useita satoja miljoonia vuosia vanhoja. Kun kaikki tähtijoukkoa ympäröivä tähtienvälinen aine on käytetty tähtien muodostamiseen tai kun se on hajonnut ja siirtynyt pois tähtijoukosta, tähtien muodostuminen lakkaa, ja yhä pienempimassaiset tähdet siirtyvät pois pääjoukosta, kuten kuvissa 3, 5 ja 6 on esitetty.

yllätykseksemme jopa nuorimpien galaksimme pallomaisista tähtijoukoista on havaittu olevan vanhempia kuin vanhin avoin tähtijoukko. Kaikilla pallomaisilla tähtijoukoilla on pääjaksoja, jotka sammuvat auringon valoa pienemmällä luminositeetilla. Tähtien muodostuminen näissä ahtaissa järjestelmissä lakkasi miljardeja vuosia sitten, eikä pääjaksoon ole tulossa uusia tähtiä sammuneiden tilalle (KS.Kuva 8).

Kuva 8. H-R-diagrammit eri-ikäisille klustereille: tämä luonnos näyttää, miten pääjakson kääntymispiste alenee, kun teemme H-R–diagrammeja ryppäille, jotka ovat vanhempia ja vanhempia.

pallomaiset klusterit ovatkin galaksimme (ja myös muiden galaksien) vanhimpia rakenteita. Nuorimmat ovat iältään noin 11 miljardia vuotta ja jotkut näyttävät olevan vielä vanhempia. Koska nämä ovat vanhimpia tuntemiamme kohteita, tämä arvio on yksi parhaista rajoistamme itse maailmankaikkeuden iälle—sen täytyy olla vähintään 11 miljardia vuotta vanha. Palaamme alkuräjähdystä käsittelevässä luvussa kiehtovaan kysymykseen koko maailmankaikkeuden iän määrittämisestä.

Sanasto

pääjaksokäänne:

sijainti H-R-kaaviossa, jossa tähdet alkavat poistua pääjaksosta