Astronomia

Nella sezione precedente abbiamo indicato che gli ammassi aperti sono più giovane di ammassi globulari, e le associazioni in genere sono anche più giovani. In questa sezione, mostreremo come determiniamo le età di questi ammassi stellari. L’osservazione chiave è che le stelle in questi diversi tipi di ammassi si trovano in luoghi diversi nel diagramma H–R, e possiamo usare le loro posizioni nel diagramma in combinazione con calcoli teorici per stimare quanto tempo hanno vissuto.

Diagrammi H–R di ammassi giovani

Cosa prevede la teoria per il diagramma H–R di un ammasso le cui stelle si sono recentemente condensate da una nube interstellare? Ricorda che in ogni fase dell’evoluzione, le stelle massicce si evolvono più rapidamente delle loro controparti di massa inferiore. Dopo alcuni milioni di anni (“recentemente” per gli astronomi), le stelle più massicce dovrebbero aver completato la loro fase di contrazione ed essere sulla sequenza principale, mentre quelle meno massicce dovrebbero essere a destra, ancora in cammino verso la sequenza principale. Queste idee sono illustrate nella Figura 1, che mostra il diagramma H-R calcolato da R. Kippenhahn e dai suoi associati all’Università di Monaco per un ipotetico cluster con un’età di 3 milioni di anni.

Figura 1. Diagramma H–R del cluster giovane: Vediamo un diagramma H–R per un ipotetico cluster giovane con un’età di 3 milioni di anni. Si noti che le stelle di massa elevata (alta luminosità) sono già arrivate allo stadio di sequenza principale della loro vita, mentre le stelle di massa inferiore (bassa luminosità) si stanno ancora contraendo verso la sequenza principale di età zero (la linea rossa) e non sono ancora abbastanza calde da ricavare tutta la loro energia dalla fusione dell’idrogeno.

Ci sono veri ammassi stellari che si adattano a questa descrizione. Il primo ad essere studiato (nel 1950 circa) fu NGC 2264, che è ancora associato alla regione di gas e polvere da cui è nato (Figura 2).

Figura 2. Giovani Cluster NGC 2264: Situata a circa 2600 anni luce da noi, questa regione di stelle di nuova formazione, conosciuta come l’Ammasso dell’albero di Natale, è una complessa miscela di gas idrogeno (che è ionizzato da stelle calde incorporate e mostrato in rosso), scure corsie di polvere oscuranti e brillanti stelle giovani. L’immagine mostra una scena di circa 30 anni luce. (credito: ESO)

Il diagramma H–R del cluster NGC 2264 è mostrato nella Figura 3. L’ammasso nel mezzo della Nebulosa di Orione (mostrato in Formazione stellare) si trova in uno stadio evolutivo simile.

Figura 3. NGC 2264 Diagramma H-R: Confronta questo diagramma H-R con quello della Figura 1; sebbene i punti si disperdano un po ‘ di più qui, i diagrammi teorici e osservativi sono notevolmente, e soddisfacentemente, simili.

Man mano che i cluster invecchiano, i loro diagrammi H–R iniziano a cambiare. Dopo poco tempo (meno di un milione di anni dopo aver raggiunto la sequenza principale), le stelle più massicce consumano l’idrogeno nei loro nuclei e si evolvono dalla sequenza principale per diventare giganti rosse e supergiganti. Man mano che passa più tempo, le stelle di massa inferiore iniziano a lasciare la sequenza principale e si dirigono verso l’alto a destra del diagramma H–R.

La figura 4 è una fotografia di NGC 3293, un ammasso che ha circa 10 milioni di anni. Le dense nuvole di gas e polvere sono sparite. Una stella massiccia si è evoluta fino a diventare una gigante rossa e si distingue come un membro arancione particolarmente brillante dell’ammasso.

Figura 4. NGC 3293: Tutte le stelle di un ammasso aperto come NGC 3293 si formano all’incirca nello stesso periodo. Le stelle più massicce, tuttavia, esauriscono il loro combustibile nucleare più rapidamente e quindi si evolvono più rapidamente delle stelle di bassa massa. Mentre le stelle si evolvono, diventano più rosse. La stella arancione brillante in NGC 3293 è il membro dell’ammasso che si è evoluto più rapidamente. (credito: ESO / G. Beccari)

La figura 5 mostra il diagramma H–R dell’ammasso aperto M41, che ha circa 100 milioni di anni; a questo punto, un numero significativo di stelle si sono spostate a destra e sono diventate giganti rosse. Si noti il divario che appare in questo diagramma H–R tra le stelle vicino alla sequenza principale e le giganti rosse. Una lacuna non implica necessariamente che le stelle evitino una regione di determinate temperature e luminosità. In questo caso, rappresenta semplicemente un dominio di temperatura e luminosità attraverso il quale le stelle si evolvono molto rapidamente. Vediamo un divario per M41 perché in questo particolare momento, non abbiamo catturato una stella nel processo di correre attraverso questa parte del diagramma.

Figura 5. Cluster M41: (a) Cluster M41 è più vecchio di NGC 2264 (vedi ) e contiene diverse giganti rosse. Alcune delle sue stelle più massicce non sono più vicine alla sequenza principale dell’età zero (linea rossa). (b) Questa fotografia a terra mostra l’ammasso aperto M41. Si noti che contiene diverse stelle di colore arancione. Queste sono stelle che hanno esaurito l’idrogeno nei loro centri e si sono gonfiate fino a diventare giganti rosse. (credito b: modifica del lavoro di NOAO / AURA / NSF)

Diagrammi H-R di ammassi più vecchi

Dopo 4 miliardi di anni, molte più stelle, incluse stelle che sono solo poche volte più massicce del Sole, hanno lasciato la sequenza principale (Figura 6). Ciò significa che nessuna stella è rimasta vicino alla parte superiore della sequenza principale; rimangono solo le stelle a bassa massa vicino al fondo. Più vecchio è l’ammasso, più basso è il punto della sequenza principale (e minore è la massa delle stelle) in cui le stelle iniziano a muoversi verso la regione delle giganti rosse. La posizione nel diagramma H–R in cui le stelle hanno iniziato a lasciare la sequenza principale è chiamata deviazione della sequenza principale.

Figura 6. Diagramma H-R per un cluster più vecchio: Vediamo il diagramma H–R per un ipotetico cluster più vecchio ad un’età di 4,24 miliardi di anni. Si noti che la maggior parte delle stelle nella parte superiore della sequenza principale si sono spente verso la regione gigante rossa. E le stelle più massicce dell’ammasso sono già morte e non sono più sul diagramma.

Gli ammassi più antichi di tutti sono gli ammassi globulari. La figura 7 mostra il diagramma H-R dell’ammasso globulare 47 Tucanae. Si noti che le scale di luminosità e temperatura sono diverse da quelle degli altri diagrammi H–R in questo capitolo. Nella Figura 6, ad esempio, la scala di luminosità sul lato sinistro del diagramma va da 0,1 a 100.000 volte la luminosità del Sole. Ma nella Figura 7, la scala di luminosità è stata significativamente ridotta in misura. Così tante stelle in questo vecchio ammasso hanno avuto il tempo di spegnere la sequenza principale che rimane solo la parte inferiore della sequenza principale.

Figura 7. Cluster 47 Tucanae: Questo diagramma H-R è per l’ammasso globulare 47. Si noti che la scala di luminosità differisce da quella degli altri diagrammi H–R in questo capitolo. Ci stiamo concentrando solo sulla parte inferiore della sequenza principale, l’unica parte in cui le stelle rimangono ancora in questo vecchio ammasso.

Quanti anni hanno i diversi cluster di cui abbiamo discusso? Per ottenere le loro età effettive (in anni), dobbiamo confrontare le apparenze dei nostri diagrammi H–R calcolati di età diverse con i diagrammi H–R osservati di cluster reali. In pratica, gli astronomi usano la posizione nella parte superiore della sequenza principale (cioè la luminosità alla quale le stelle iniziano a spostarsi dalla sequenza principale per diventare giganti rosse) come misura dell’età di un ammasso (la deviazione della sequenza principale di cui abbiamo discusso in precedenza). Ad esempio, possiamo confrontare le luminosità delle stelle più luminose che sono ancora sulla sequenza principale in Figura 3 e Figura 6.

Usando questo metodo, alcune associazioni e cluster aperti risultano essere giovani come 1 milione di anni, mentre altri hanno diverse centinaia di milioni di anni. Una volta che tutta la materia interstellare che circonda un ammasso è stata utilizzata per formare stelle o si è dispersa e si è allontanata dall’ammasso, la formazione stellare cessa e le stelle di massa progressivamente inferiore si spostano dalla sequenza principale, come mostrato in Figura 3, Figura 5 e Figura 6.

Con nostra sorpresa, anche il più giovane degli ammassi globulari della nostra Galassia risulta essere più vecchio del più antico ammasso aperto. Tutti gli ammassi globulari hanno sequenze principali che si spengono ad una luminosità inferiore a quella del Sole. La formazione stellare in questi sistemi affollati è cessata miliardi di anni fa, e nessuna nuova stella sta entrando nella sequenza principale per sostituire quelle che si sono spente (vedi Figura 8).

Figura 8. Diagrammi H-R per cluster di età diverse: Questo schizzo mostra come il punto di spegnimento dalla sequenza principale si abbassa mentre creiamo diagrammi H–R per cluster sempre più vecchi.

In effetti, gli ammassi globulari sono le strutture più antiche della nostra Galassia (e anche di altre galassie). I più giovani hanno un’età di circa 11 miliardi di anni e alcuni sembrano essere ancora più vecchi. Poiché questi sono gli oggetti più antichi che conosciamo, questa stima è uno dei migliori limiti che abbiamo sull’età dell’universo stesso—deve avere almeno 11 miliardi di anni. Torneremo all’affascinante questione di determinare l’età dell’intero universo nel capitolo sul Big Bang.

Glossario

deviazione della sequenza principale:

posizione nel diagramma H–R in cui le stelle iniziano a lasciare la sequenza principale