天文学

前のセクションでは、開いたクラスターは球状クラスターよりも若く、アソシエーションは一般的にも若いことを示しました。 このセクションでは、これらの星団の年齢をどのように決定するかを示します。 重要な観測は、これらの異なるタイプの星団の星がH–R図の異なる場所に発見され、それらの位置を理論計算と組み合わせて使用して、それらがどれ

若い星団のH–R図

星間雲から最近凝縮した星団のh–R図について、理論は何を予測していますか？ 進化のあらゆる段階で、大質量の星は低質量の星よりも速く進化することを忘れないでください。 数百万年後（天文学者にとっては「最近」）、最も巨大な星は収縮期を完了して主系列上にあるはずですが、それほど巨大ではない星は右に外れていて、まだ主系列に向かう途中です。 これらのアイデアは図1に示されており、ミュンヘン大学のR.Kippenhahnと彼の仲間が3万年の年齢の仮想的なクラスターについて計算したH–R図を示しています。

図1と題されています。 若いクラスターのH–R図:300万年の年齢を持つ仮説的な若いクラスターのH–R図が表示されます。 高質量（高光度）の星はすでに自分たちの生活の主系列段階に到着しているが、低質量（低光度）の星はまだゼロ年齢の主系列（赤線）に向かって収縮しており、水素の融合からすべてのエネルギーを引き出すのに十分なほど熱くないことに注意してください。

この説明に合った本当の星団があります。 最初に研究されたのは（約1950年に）NGC2264であり、NGC2264はまだそれが生まれたガスと塵の領域に関連しています（図2）。

図2。 ヤング・クラスター NGC2264: 私たちから約2600光年のところに位置するこの新しく形成された星の領域は、クリスマスツリークラスターとして知られており、水素ガス（熱い埋め込まれた星によって電離され、赤色で示されている）、暗い隠された塵のレーン、および鮮やかな若い星の複雑な混合物である。 この画像は、約30光年のシーンを示しています。 （クレジット：ESO)

NGC2264クラスターのH–R図を図3に示します。 オリオン星雲の中央にある星団（星形成に示されている）は、同様の進化段階にあります。

図3とラベル付けされています。 NGC2264H–R図:このH–R図を図1のH-R図と比較してください。ここでは点がもう少し散乱していますが、理論図と観測図は非常によく似ています。

クラスターが年を取るにつれて、H–R図は変化し始めます。 短い時間（主系列に到達してから100万年未満）の後、最も巨大な星はコア内の水素を使い果たし、主系列から進化して赤色巨星や超巨星になります。 より多くの時間が経過すると、より低い質量の星は主系列を離れ、H–R図の右上に進み始めます。

図4は、約1000万年前の銀河団であるNGC3293の写真です。 ガスと塵の密な雲がなくなっています。 一つの巨大な星は、赤色巨星になるように進化しており、クラスタの特に明るいオレンジ色のメンバーとして際立っています。

図4。 NGC3293:NGC3293のような開いた星団のすべての星がほぼ同時に形成されます。 しかし、最も質量の大きい星は、核燃料をより急速に排出し、したがって低質量の星よりも迅速に進化する。 星が進化するにつれて、彼らは赤くなります。 NGC3293の明るいオレンジ色の星は、最も急速に進化した銀河団のメンバーです。 （クレジット：ESO/G. ベッカリ)

図5は、約100万年前の星団M41のH–R図を示していますが、この頃にはかなりの数の星が右に移動して赤い巨人になっています。 このH–R図では、主系列の近くの星と赤色巨星の間に現れるギャップに注意してください。 ギャップは、星が特定の温度と光度の領域を避けることを必ずしも意味するものではありません。 この場合、それは単に星が非常に迅速に進化する温度と光度の領域を表しています。 この特定の瞬間に、我々は図のこの部分を横切って慌ての過程で星をキャッチしていないので、私たちはM41のためのギャップを参照してください。

図5と表示されています。 クラスター M41:(a)クラスター M41はNGC2264(参照)よりも古く、いくつかの赤色巨星を含んでいる。 そのより巨大な星のいくつかは、もはやゼロ年齢の主系列（赤い線）に近いものではありません。 (b)この地上写真は、オープンクラスター M41を示しています。 それはいくつかのオレンジ色の星を含んでいることに注意してください。 これらは、中心部で水素を使い果たし、赤い巨人になるように膨潤した星です。 （クレジットb：NOAO/AURA/NSFによる作業の変更)

古い星団のH-R図

40億年が経過した後、太陽の数倍の質量しかない星を含め、より多くの星が主系列を残しました（図6）。 これは、主系列星の上部付近には星が残っておらず、下部付近の低質量星のみが残っていることを意味します。 星団が古いほど、主系列上の点が低くなり（星の質量が低くなります）、星が赤色巨星の領域に向かって移動し始めます。 恒星が主系列星から離れ始めた位置は、主系列分岐点と呼ばれています。

図6と題されています。 古いクラスターのためのH–R図：私たちは、4.24億年の年齢で仮想的な古いクラスターのためのH-R図を参照してください。 主系列星の上部にある星のほとんどは、赤色巨星領域に向かってオフになっていることに注意してください。 そして、クラスターの中で最も巨大な星はすでに死んでおり、もはや図にはありません。

すべての中で最も古いクラスターは球状星団です。 図7は、球状クラスター47TucanaeのH–R図を示しています。 光度と温度スケールは、この章の他のH–R図のものとは異なることに注意してください。 たとえば、図6では、図の左側の光度スケールは、太陽の光度の0.1倍から100,000倍になります。 しかし、図7では、光度スケールが大幅に縮小されています。 この古い星団の多くの星は、主系列の一番下だけが残っている主系列をオフにする時間がありました。

図7とラベル付けされています。 クラスター47Tucanae:このH–R図は、球状クラスター47のためのものです。 光度のスケールは、この章の他のH–R図のスケールとは異なることに注意してください。 私たちは、この古い星団にまだ星が残っている唯一の部分である主系列の下の部分にのみ焦点を当てています。

私たちが議論してきたさまざまなクラスターはどれくらいですか？ それらの実際の年齢（年）を得るためには、異なる年齢の計算されたH–R図の外観を実際のクラスターの観測されたH–R図と比較する必要があります。 実際には、天文学者は、主系列の上部にある位置（つまり、星が主系列から離れて赤い巨人になり始める光度）を、クラスタの年齢（以前に議論した主系列のターンオフ）の尺度として使用します。 たとえば、図3と図6の主系列に残っている最も明るい星の光度を比較することができます。

この方法を使用すると、いくつかのアソシエーションとオープンクラスターは1万歳ほど若く、他のものは数億歳になります。 星団を取り囲む星間物質のすべてが星を形成するために使用されたり、星団から分散して移動したりすると、星の形成は停止し、図3、図5、図6に示すように、徐々に低い質量の星が主系列から移動します。

驚いたことに、私たちの銀河系の球状星団の中で最も若い星団でさえ、最も古い開いた星団よりも古いことがわかりました。 すべての球状星団は、太陽の光度よりも小さい光度で消える主系列を持っています。 これらの混雑したシステムでの星形成は数十億年前に停止し、オフになったものを置き換えるために新しい星は主系列に来ていません（図8参照）。

というラベルが付いています図8。 異なる年齢のクラスタのためのH–R図：このスケッチは、我々は古いと古いクラスタのためのh-R図を作るように主系列からのターンオフ点が低くなる方

確かに、球状星団は私たちの銀河（そして他の銀河でも）で最も古い構造です。 最年少は約110億年の年齢を持っており、いくつかはさらに古いように見えます。 これらは私たちが知っている最も古い物体であるため、この推定値は宇宙自体の年齢に私たちが持っている最高の限界の一つです—それは少なくとも110億年前でなければなりません。 私たちは、ビッグバンの章で宇宙全体の年齢を決定するという魅力的な質問に戻ります。

用語集

主系列分岐：

星が主系列から離れ始めるH-R図の位置