Astronomia

w poprzedniej sekcji wskazaliśmy, że gromady otwarte są młodsze niż gromady kuliste, a skojarzenia są zazwyczaj jeszcze młodsze. W tej sekcji pokażemy, jak określamy wiek tych gromad gwiazd. Kluczową obserwacją jest to, że gwiazdy w tych różnych rodzajach gromad znajdują się w różnych miejscach na diagramie H-R i możemy użyć ich lokalizacji na diagramie w połączeniu z obliczeniami teoretycznymi, aby oszacować, jak długo żyły.

diagramy H–R młodych gromad

co teoria przewiduje dla diagramu H–R gromady, której Gwiazdy niedawno skondensowały się z obłoku międzygwiezdnego? Pamiętaj, że na każdym etapie ewolucji masywne gwiazdy ewoluują szybciej niż ich mniejsze odpowiedniki. Po kilku milionach lat („ostatnio” dla astronomów) najbardziej masywne gwiazdy powinny zakończyć swoją fazę skurczu i znajdować się w sekwencji głównej, podczas gdy mniej masywne powinny znajdować się w prawo, wciąż w drodze do sekwencji głównej. Idee te są zilustrowane na rysunku 1, który pokazuje diagram H-R obliczony przez R. Kippenhahna i jego współpracowników na Uniwersytecie w Monachium dla hipotetycznego klastra o wieku 3 milionów lat.

Rysunek 1. Diagram H–R dla młodej gromady: widzimy diagram H–R dla hipotetycznej młodej gromady o wieku 3 milionów lat. Zauważ, że Gwiazdy o dużej masie (o wysokiej jasności) dotarły już do etapu sekwencji głównej swojego życia, podczas gdy gwiazdy o niższej masie (o niższej jasności) nadal kurczą się w kierunku sekwencji głównej wieku zerowego (czerwona linia) i nie są jeszcze wystarczająco gorące, aby czerpać całą swoją energię z fuzji wodoru.

istnieją prawdziwe gromady gwiazd, które pasują do tego opisu. Pierwszą badaną (około 1950 roku) była NGC 2264, która nadal jest związana z regionem gazu i pyłu, z którego się urodziła (ryc. 2).

Rysunek 2. Gromada młoda NGC 2264: Położony około 2600 lat świetlnych od nas, ten obszar nowo powstałych gwiazd, znany jako Gromada choinki, jest złożoną mieszaniną wodoru (który jest zjonizowany przez gorące gwiazdy osadzone i pokazany na Czerwono), ciemnych zaciemniających pasów pyłu i błyszczących młodych gwiazd. Obraz przedstawia scenę o średnicy około 30 lat świetlnych. (źródło: ESO)

diagram H–R gromady NGC 2264 przedstawiono na rysunku 3. Gromada znajdująca się pośrodku Mgławicy Oriona (ukazana w formacji gwiazdowej) znajduje się w podobnym stadium ewolucji.

Rysunek 3. NGC 2264 Diagram H–R: Porównaj ten diagram H–R z tym na rysunku 1; chociaż punkty rozpraszają się nieco bardziej tutaj, teoretyczne i obserwacyjne diagramy są niezwykle i satysfakcjonująco podobne.

w miarę starzenia się klastrów ich diagramy H-R zaczynają się zmieniać. Po krótkim czasie (mniej niż milion lat po osiągnięciu sekwencji głównej) najbardziej masywne gwiazdy zużywają wodór w swoich jądrach i ewoluują poza sekwencją główną, stając się czerwonymi olbrzymami i supergigantami. W miarę upływu czasu Gwiazdy o mniejszej masie zaczynają opuszczać ciąg główny i przemieszczać się w prawo górne diagramu H-R.

Rysunek 4 to zdjęcie NGC 3293, gromady sprzed około 10 milionów lat. Gęste chmury gazu i pyłu zniknęły. Jedna masywna gwiazda przekształciła się w czerwonego olbrzyma i wyróżnia się szczególnie jasnopomarańczowym członkiem gromady.

Rysunek 4. NGC 3293: wszystkie gwiazdy w otwartej gromadzie gwiazd, takiej jak NGC 3293, tworzą się mniej więcej w tym samym czasie. Najbardziej masywne gwiazdy zużywają jednak paliwo jądrowe szybciej, a tym samym ewoluują szybciej niż Gwiazdy o niskiej masie. W miarę jak gwiazdy ewoluują, stają się bardziej czerwone. Jasna pomarańczowa gwiazda w NGC 3293 należy do gromady, która rozwinęła się najszybciej. (źródło: ESO / G. Beccari)

Rysunek 5 przedstawia diagram H-R gromady otwartej M41, która ma około 100 milionów lat; do tego czasu znaczna liczba gwiazd przesunęła się w prawo i stała się czerwonymi olbrzymami. Zwróć uwagę na lukę, która pojawia się na tym diagramie H–R między gwiazdami w pobliżu ciągu głównego a czerwonymi olbrzymami. Luka nie musi oznaczać, że Gwiazdy unikają obszarów o określonych temperaturach i jasnościach. W tym przypadku jest to po prostu dziedzina temperatury i jasności, dzięki której Gwiazdy ewoluują bardzo szybko. Widzimy lukę dla M41, ponieważ w tym konkretnym momencie Nie złapaliśmy gwiazdy w trakcie prześlizgiwania się przez tę część diagramu.

Rysunek 5. Gromada M41: (a) Gromada M41 jest starsza od NGC 2264 (zobacz ) i zawiera kilka czerwonych olbrzymów. Niektóre z bardziej masywnych gwiazd nie są już zbliżone do sekwencji głównej wieku zerowego (czerwona linia). (b) owo naziemne zdjęcie pokazuje klaster otwarty M41. Zauważ, że zawiera kilka pomarańczowych gwiazdek. Są to gwiazdy, które wyczerpały wodór w swoich centrach i spuchły, aby stać się czerwonymi olbrzymami. (kredyt b: modyfikacja pracy przez NOAO / AURA/NSF)

diagramy H-R starszych gromad

po 4 miliardach lat, wiele więcej gwiazd, w tym gwiazdy, które są tylko kilka razy masywniejsze od Słońca, opuściło główny ciąg (ryc. 6). Oznacza to, że w górnej części sekwencji głównej nie ma gwiazd; pozostają tylko Gwiazdy o niskiej masie w dolnej części. Im starsza Gromada, tym niższy punkt ciągu głównego (i mniejsza masa gwiazd), w którym gwiazdy zaczynają się poruszać w kierunku czerwonego olbrzyma. Miejsce na diagramie H-R, w którym gwiazdy zaczęły opuszczać ciąg główny, nazywa się zwrotem ciągu głównego.

Rysunek 6. Diagram H-R dla starszej gromady: widzimy diagram H-R dla hipotetycznej starszej gromady w wieku 4,24 miliarda lat. Zauważ, że większość gwiazd w górnej części głównego ciągu wyłączyła się w kierunku czerwonego olbrzyma. A najbardziej masywne gwiazdy w gromadzie już wymarły i nie ma ich już na diagramie.

najstarsze gromady to gromady kuliste. Rysunek 7 przedstawia diagram H-R gromady kulistej 47 Tucanae. Należy zauważyć, że skala jasności i temperatury różni się od skali innych diagramów H–R w tym rozdziale. Na przykład na rysunku 6 skala jasności po lewej stronie diagramu wynosi od 0,1 do 100 000 razy jasność Słońca. Ale na rysunku 7 skala jasności została znacznie zmniejszona. Tak wiele gwiazd w tej starej gromadzie miało czas na wyłączenie sekwencji głównej, że pozostało tylko samo dno sekwencji głównej.

Rysunek 7. Klaster 47 Tucanae: ten diagram H-R dotyczy klastra kulistego 47. Należy zauważyć, że skala jasności różni się od skali innych diagramów H–R w tym rozdziale. Skupiamy się tylko na dolnej części sekwencji głównej, jedynej części, w której gwiazdy nadal pozostają w tej starej gromadzie.

ile lat mają różne klastry, o których rozmawialiśmy? Aby uzyskać ich rzeczywisty wiek (w latach), musimy porównać wygląd naszych obliczonych diagramów H–R o różnym wieku do obserwowanych diagramów H–R rzeczywistych klastrów. W praktyce astronomowie używają położenia na szczycie sekwencji głównej (czyli jasności, przy której gwiazdy zaczynają oddalać się od sekwencji głównej, aby stać się czerwonymi olbrzymami) jako miary wieku gromady (omówiliśmy wcześniej zmianę sekwencji głównej). Na przykład, możemy porównać jasność najjaśniejszych gwiazd, które nadal znajdują się w sekwencji głównej na Rys. 3 i Rys. 6.

stosując tę metodę, niektóre stowarzyszenia i gromady otwarte okazują się mieć nawet 1 milion lat, podczas gdy inne mają kilkaset milionów lat. Gdy cała materia międzygwiezdna otaczająca gromadę została użyta do utworzenia gwiazd lub rozproszyła się i oddaliła od gromady, tworzenie się gwiazd ustaje, a Gwiazdy o coraz mniejszej masie oddalają się od głównej sekwencji, jak pokazano na fig.3, Fig. 5 i Fig. 6.

ku naszemu zaskoczeniu, nawet najmłodsza z gromad kulistych w naszej galaktyce jest starsza od najstarszej gromady otwartej. Wszystkie gromady kuliste mają główne sekwencje, które wyłączają się przy jasności mniejszej niż jasność Słońca. Formowanie się gwiazd w tych zatłoczonych układach ustało miliardy lat temu i żadne nowe gwiazdy nie zbliżają się do głównej sekwencji, aby zastąpić te, które się wyłączyły (patrz rysunek 8).

Rysunek 8. Diagramy H-R dla klastrów w różnym wieku: ten szkic pokazuje, jak punkt wyłączania z głównej sekwencji staje się niższy, gdy tworzymy diagramy H-R dla klastrów, które są starsze i starsze.

rzeczywiście, gromady kuliste są najstarszymi strukturami w naszej galaktyce (a także w innych galaktykach). Najmłodsi mają wiek około 11 miliardów lat, a niektórzy wydają się być jeszcze starsi. Ponieważ są to najstarsze znane nam obiekty, oszacowanie to jest jednym z najlepszych limitów, jakie mamy na wiek samego wszechświata-musi on mieć co najmniej 11 miliardów lat. Wrócimy do fascynującej kwestii określenia wieku całego wszechświata w rozdziale o Wielkim Wybuchu.

Słowniczek

wyłączanie sekwencji głównej:

lokalizacja na diagramie H-R, gdzie gwiazdy zaczynają opuszczać sekwencję główną