Astronomi

i forrige avsnitt indikerte vi at de åpne klyngene er yngre enn kulehoper, og foreninger er vanligvis enda yngre. I denne delen vil vi vise hvordan vi bestemmer alderen til disse stjernehopene. Hovedobservasjonen er at stjernene i disse forskjellige hoper finnes på forskjellige steder i H–R-diagrammet, og vi kan bruke deres steder i diagrammet i kombinasjon med teoretiske beregninger for å estimere hvor lenge de har levd.

H–R–Diagrammer Av Unge Hoper

hva forutsier teorien for H-R-diagrammet av en hop hvis stjerner nylig har kondensert fra en interstellar sky? Husk at i alle stadier av evolusjonen utvikler massive stjerner raskere enn deres motstykker med lavere masse. Etter noen få millioner år («nylig» for astronomer), burde de mest massive stjernene ha fullført sin sammentrekningsfase og være på hovedsekvensen, mens de mindre massive skulle være av til høyre, fortsatt på vei til hovedsekvensen. Disse ideene er illustrert I Figur 1, som viser H – r-diagrammet beregnet Av R. Kippenhahn og hans medarbeidere ved Munich University for en hypotetisk klynge med en alder av 3 millioner år.

Figur 1. Young Klynge H-R Diagram: Vi ser En H-R diagram for en hypotetisk ung klynge med en alder av 3 millioner år. Merk at stjernene med høy masse (høy luminositet) allerede har kommet til hovedseriestadiet i livet, mens stjernene med lavere masse (lavere luminositet) fortsatt trekker seg sammen mot nullalderens hovedserie (den røde linjen) og ennå ikke er varme nok til å utlede all sin energi fra fusjon av hydrogen.

det er ekte stjernehoper som passer til denne beskrivelsen. Den første som ble studert (i ca 1950) VAR NGC 2264, som fortsatt er knyttet til gass-og støvområdet som den ble født fra (Figur 2).

Figur 2. Ung Klynge NGC 2264: Denne Regionen av nydannede stjerner, Kjent som Juletrehopen, ligger ca 2600 lysår fra oss, og er en kompleks blanding av hydrogengass (som ioniseres av varme innebygde stjerner og vises i rødt), mørke, skjulte støvbaner og strålende unge stjerner. Bildet viser en scene rundt 30 lysår på tvers. (kreditt: ESO)

NGC 2264-klyngens H-R-diagram er vist i Figur 3. Hopen i Midten Av Oriontåken (vist I Stjernedannelse) er i et lignende utviklingsstadium.

Figur 3. NGC 2264 H–R-Diagram: Sammenlign Dette H-R-diagrammet med Det I Figur 1; selv om punktene sprer seg litt mer her, er de teoretiske og observasjonsdiagrammer bemerkelsesverdig og tilfredsstillende like.

når klynger blir eldre, begynner H–r-diagrammene å endre seg. Etter kort tid (mindre enn en million år etter at de når hovedserien) bruker de mest massive stjernene hydrogenet i kjernene sine og utvikler seg fra hovedserien til å bli røde kjemper og supergiants. Etter hvert som mer tid går, begynner stjerner med lavere masse å forlate hovedsekvensen og komme seg til øvre høyre side av Hr–diagrammet.

Figur 4 er et fotografi AV NGC 3293, en klynge som er rundt 10 millioner år gammel. De tette skyene av gass og støv er borte. En massiv stjerne har utviklet seg til å bli en rød kjempe og skiller seg ut som et spesielt lyst oransje medlem av hopen.

Figur 4. NGC 3293: Alle stjernene i en åpen stjernehop som NGC 3293 dannes på omtrent samme tid. De mest massive stjernene utmasser imidlertid sitt atombrensel raskere og utvikler seg dermed raskere enn stjerner med lav masse. Når stjernene utvikler seg, blir de rødere. DEN lysorange stjernen I NGC 3293 er den stjernen I stjernehopen som har utviklet seg raskest. (kreditt: ESO / G. Beccari)

Figur 5 viser H-R-diagrammet over den åpne hopen M41, som er omtrent 100 millioner år gammel; på dette tidspunktet har et betydelig antall stjerner beveget seg til høyre og blitt røde kjemper. Legg merke til gapet som vises i Dette H–R-diagrammet mellom stjernene nær hovedsekvensen og de røde gigantene. Et gap betyr ikke nødvendigvis at stjerner unngår et område med visse temperaturer og luminositeter. I dette tilfellet representerer det bare et domene av temperatur og lysstyrke gjennom hvilke stjerner utvikler seg veldig raskt. Vi ser et gap For M41 fordi vi på dette tidspunktet ikke har fanget en stjerne i ferd med å scurrying over denne delen av diagrammet.

Figur 5. Klynge M41: (a) Klynge M41 er eldre ENN NGC 2264 (se ) og inneholder flere røde kjemper. Noen av de mer massive stjernene er ikke lenger nær nullalders hovedsekvens (rød linje). (b) dette bakkebaserte bildet viser den åpne klyngen M41. Legg merke til at den inneholder flere oransjefarge stjerner. Dette er stjerner som har uttømt hydrogen i sine sentre, og har svulmet opp til å bli røde giganter. (kreditt b: endring av arbeid AV NOAO / AURA / NSF)

H-R-Diagrammer Av Eldre Hoper

etter at 4 milliarder år har gått, har mange flere stjerner, inkludert stjerner som bare er noen få ganger mer massive enn Solen, forlatt hovedserien (Figur 6). Dette betyr at ingen stjerner er igjen nær toppen av hovedserien; bare de lavmassestjernene nær bunnen forblir. Jo eldre hopen er, jo lavere punkt på hovedserien (og jo lavere massen til stjernene) hvor stjerner begynner å bevege seg mot den røde kjemperegionen. Plasseringen i H–r-diagrammet der stjernene har begynt å forlate hovedsekvensen kalles hovedsekvensavkjøring.

Figur 6. H-R Diagram for En Eldre Klynge: Vi ser H-R diagram for en hypotetisk eldre klynge i en alder av 4.24 milliarder år. Merk at de fleste stjernene på den øvre delen av hovedserien har slått av mot den røde gigantregionen. Og de mest massive stjernene i klyngen har allerede dødd og er ikke lenger på diagrammet.

de eldste klyngene av alle er kulehoper. Figur 7 viser H – r-diagrammet for kulehop 47 Tucanae. Legg merke til at lysstyrken og temperaturskalaene er forskjellige fra De andre H-R-diagrammene i dette kapitlet. I figur 6 for Eksempel går lysstyrkeskalaen på venstre side av diagrammet fra 0,1 til 100 000 Ganger Solens lysstyrke. Men I Figur 7 har lysstyrkeskalaen blitt betydelig redusert i omfang. Så mange stjerner i denne gamle hopen har hatt tid til å slå av hovedsekvensen at bare selve bunnen av hovedsekvensen forblir.

Figur 7. Klynge 47 Tucanae: Dette H-R-diagrammet er for kulehopen 47. Merk at omfanget av lysstyrke er forskjellig fra De andre H-R-diagrammene i dette kapitlet. Vi fokuserer bare på den nedre delen av hovedserien, den eneste delen der stjerner fortsatt er i denne gamle hopen.

Hvor gamle er de forskjellige klyngene vi har diskutert? For å få deres faktiske alder (i år), må vi sammenligne utseendet på våre beregnede H–R diagrammer av forskjellige aldre til observerte H–R diagrammer av virkelige klynger. I praksis bruker astronomer posisjonen øverst i hovedsekvensen (det vil si luminositeten der stjerner begynner å bevege seg fra hovedsekvensen til å bli røde kjemper) som et mål på alderen til en klynge (hovedsekvensavslaget vi diskuterte tidligere). For eksempel kan vi sammenligne luminositetene til de lyseste stjernene som fortsatt er i hovedsekvensen I Figur 3 og figur 6.

ved hjelp av denne metoden viser noen foreninger og åpne klynger seg å være så unge som 1 million år, mens andre er flere hundre millioner år gamle. Når alt det interstellare materiet rundt en hop har blitt brukt til å danne stjerner eller har spredt seg og beveget seg bort fra hopen, opphører stjernedannelsen, og stjerner med gradvis lavere masse beveger seg bort fra hovedserien, som vist I Figur 3, figur 5 og figur 6.

til vår overraskelse er selv de yngste av kulehopene i Vår Galakse funnet å være eldre enn den eldste åpne hopen. Alle kulehopene har hovedsekvenser som slår seg av med en lysstyrke mindre enn Solens. Stjernedannelsen i disse overfylte systemene opphørte for milliarder av år siden, og ingen nye stjerner kommer til hovedserien for å erstatte de som har slått seg av (Se Figur 8).

Figur 8. H-R Diagrammer For Klynger Av Ulike Aldre: denne skissen viser hvordan turn-off punkt fra hovedsekvensen blir lavere som vi gjør H-R diagrammer for klynger som er eldre og eldre.

kulehoper er faktisk de eldste strukturene i Vår Galakse (og også i andre galakser). De yngste har en alder på rundt 11 milliarder år, og noen ser ut til å være enda eldre. Siden disse er de eldste objektene vi kjenner til, er dette estimatet en av de beste grensene vi har for universets alder—det må være minst 11 milliarder år gammelt. Vi kommer tilbake til det fascinerende spørsmålet om å bestemme alderen til hele universet i kapitlet Om Big Bang.

Ordliste

avkjøring av hovedsekvens:

plassering i Hr-diagrammet der stjerner begynner å forlate hovedsekvensen