Astronomie

în secțiunea anterioară, am indicat că clusterele deschise sunt mai tinere decât clusterele globulare, iar asociațiile sunt de obicei chiar mai tinere. În această secțiune, vom arăta cum determinăm vârstele acestor grupuri de stele. Observația cheie este că stelele din aceste tipuri diferite de clustere se găsesc în diferite locuri din diagrama H–R și putem folosi locațiile lor în diagramă în combinație cu calcule teoretice pentru a estima cât timp au trăit.

diagrame H–R ale clusterelor tinere

ce prezice teoria pentru diagrama H–R a unui cluster ale cărui Stele s-au condensat recent dintr-un nor interstelar? Amintiți-vă că în fiecare etapă a evoluției, stelele masive evoluează mai repede decât omologii lor cu masă mai mică. După câțiva milioane de ani („recent” pentru astronomi), cele mai masive stele ar fi trebuit să-și finalizeze faza de contracție și să fie pe secvența principală, în timp ce cele mai puțin masive ar trebui să fie în dreapta, încă în drum spre secvența principală. Aceste idei sunt ilustrate în Figura 1, care arată diagrama H–R calculată de R. Kippenhahn și asociații săi de la Universitatea din Munchen pentru un grup ipotetic cu o vârstă de 3 milioane de ani.

Figura 1. Diagrama Young Cluster H-R: vedem o diagramă H-R pentru un grup tânăr ipotetic cu o vârstă de 3 milioane de ani. Rețineți că stelele cu masă mare (luminozitate ridicată) au ajuns deja la etapa secvenței principale a vieții lor, în timp ce stelele cu masă mai mică (luminozitate mai mică) se contractă încă spre secvența principală de vârstă zero (linia roșie) și nu sunt încă suficient de fierbinți pentru a-și obține toată energia din fuziunea hidrogenului.

există grupuri de stele reale care se potrivesc acestei descrieri. Primul care a fost studiat (în jurul anului 1950) a fost NGC 2264, care este încă asociat cu regiunea de gaz și praf din care sa născut (Figura 2).

Figura 2. Tineri Cluster NGC 2264: Situată la aproximativ 2600 de ani lumină de noi, această regiune de stele nou formate, cunoscută sub numele de Clusterul pomului de Crăciun, este un amestec complex de hidrogen gazos (care este ionizat de stele încastrate fierbinți și prezentat în roșu), benzi de praf întunecate întunecate și stele tinere strălucitoare. Imaginea prezintă o scenă de aproximativ 30 de ani-lumină. (credit: ESO)

diagrama H–R a clusterului NGC 2264 este prezentată în Figura 3. Clusterul din mijlocul nebuloasei Orion (prezentat în formarea stelelor) se află într-un stadiu similar de evoluție.

Figura 3. Diagrama NGC 2264 H–R: comparați această diagramă H-R cu cea din Figura 1; deși punctele se împrăștie puțin mai mult aici, diagramele teoretice și observaționale sunt remarcabil și satisfăcător similare.

pe măsură ce clusterele îmbătrânesc, diagramele lor H–R încep să se schimbe. După un timp scurt (la mai puțin de un milion de ani după ce ajung la secvența principală), cele mai masive stele consumă hidrogenul din miezurile lor și evoluează în afara secvenței principale pentru a deveni giganți roșii și supergiganți. Pe măsură ce trece mai mult timp, stelele cu masă mai mică încep să părăsească secvența principală și să se îndrepte spre dreapta sus a diagramei H–R.

Figura 4 este o fotografie a NGC 3293, un cluster care are aproximativ 10 milioane de ani. Norii densi de gaz și praf au dispărut. O stea masivă a evoluat pentru a deveni un gigant roșu și se remarcă ca un membru portocaliu deosebit de strălucitor al clusterului.

Figura 4. NGC 3293: toate stelele dintr-un grup de stele deschis, cum ar fi NGC 3293, se formează aproximativ în același timp. Cu toate acestea, cele mai masive stele își epuizează combustibilul nuclear mai rapid și, prin urmare, evoluează mai repede decât stelele cu masă redusă. Pe măsură ce stelele evoluează, ele devin mai roșii. Steaua portocalie strălucitoare din NGC 3293 este membrul clusterului care a evoluat cel mai rapid. (credit: ESO / G. Beccari)

Figura 5 prezintă diagrama H-R a clusterului deschis M41, care are aproximativ 100 de milioane de ani; până în acest moment, un număr semnificativ de stele s-au mutat spre dreapta și au devenit giganți roșii. Rețineți decalajul care apare în această diagramă H–R între stelele din apropierea secvenței principale și giganții roșii. Un decalaj nu implică neapărat că stelele evită o regiune cu anumite temperaturi și luminozități. În acest caz, reprezintă pur și simplu un domeniu de temperatură și luminozitate prin care stelele evoluează foarte repede. Vedem un decalaj pentru M41, deoarece în acest moment nu am prins o stea în procesul de curgere în această parte a diagramei.

Figura 5. Cluster M41: (a) Cluster M41 este mai vechi decât NGC 2264 (a se vedea ) și conține mai multe giganți roșii. Unele dintre stelele sale mai masive nu mai sunt aproape de secvența principală de vârstă zero (linia roșie). (b) această fotografie de la sol prezintă clusterul deschis M41. Rețineți că conține mai multe stele de culoare portocalie. Acestea sunt stele care au epuizat hidrogenul în centrele lor și s-au umflat pentru a deveni giganți roșii. (credit b: modificarea lucrărilor de către NOAO/aura / NSF)

diagramele H-R ale clusterelor mai vechi

după ce au trecut 4 miliarde de ani, multe alte stele, inclusiv stele care sunt doar de câteva ori mai masive decât Soarele, au părăsit secvența principală (Figura 6). Aceasta înseamnă că nu sunt lăsate stele în partea de sus a secvenței principale; rămân doar stelele cu masă mică din partea de jos. Cu cât clusterul este mai vechi, cu atât este mai mic punctul din secvența principală (și cu atât este mai mică masa stelelor) unde stelele încep să se deplaseze spre regiunea gigantului roșu. Locația din diagrama H-R în care stelele au început să părăsească secvența principală se numește turnoff-ul secvenței principale.

Figura 6. Diagrama H-R pentru un Cluster mai vechi: vedem diagrama H-R pentru un cluster mai vechi ipotetic la o vârstă de 4,24 miliarde de ani. Rețineți că majoritatea stelelor din partea superioară a secvenței principale s-au oprit spre regiunea gigantului roșu. Și cele mai masive stele din cluster au murit deja și nu mai sunt pe diagramă.

cele mai vechi clustere dintre toate sunt clusterele globulare. Figura 7 prezintă diagrama H-R a clusterului globular 47 Tucanae. Observați că scalele de luminozitate și temperatură sunt diferite de cele ale celorlalte diagrame H–R din acest capitol. În Figura 6, de exemplu, scala de luminozitate din partea stângă a diagramei merge de la 0,1 la 100.000 de ori luminozitatea Soarelui. Dar în Figura 7, scara de luminozitate a fost redusă semnificativ în măsură. Atât de multe stele din acest vechi cluster au avut timp să oprească secvența principală, încât rămâne doar partea de jos a secvenței principale.

Figura 7. Cluster 47 Tucanae: această diagramă H-R este pentru clusterul globular 47. Rețineți că scara luminozității diferă de cea a celorlalte diagrame H–R din acest capitol. Ne concentrăm doar pe porțiunea inferioară a secvenței principale, singura parte în care stelele rămân încă în acest vechi cluster.

cât de vechi sunt diferitele clustere pe care le-am discutat? Pentru a obține vârstele lor reale (în ani), trebuie să comparăm aparițiile diagramelor H–R calculate de vârste diferite cu diagramele h–r observate ale clusterelor reale. În practică, astronomii folosesc poziția din partea de sus a secvenței principale (adică luminozitatea la care stelele încep să se deplaseze de pe secvența principală pentru a deveni giganți roșii) ca măsură a vârstei unui cluster (oprirea secvenței principale pe care am discutat-o anterior). De exemplu, putem compara luminozitățile celor mai strălucitoare stele care se află încă pe secvența principală din Figura 3 și Figura 6.

folosind această metodă, unele asociații și grupuri deschise se dovedesc a fi la fel de tinere ca 1 milion de ani, în timp ce altele au câteva sute de milioane de ani. Odată ce toată materia interstelară care înconjoară un cluster a fost utilizată pentru a forma stele sau s-a dispersat și s-a îndepărtat de cluster, formarea stelelor încetează, iar stelele cu masă progresiv mai mică se deplasează din secvența principală, așa cum se arată în Figura 3, Figura 5 și Figura 6.

spre surprinderea noastră, chiar și cel mai tânăr dintre grupurile globulare din galaxia noastră se dovedește a fi mai vechi decât cel mai vechi grup deschis. Toate grupurile globulare au secvențe principale care se opresc la o luminozitate mai mică decât cea a soarelui. Formarea stelelor în aceste sisteme aglomerate a încetat cu miliarde de ani în urmă și nu apar noi stele în secvența principală pentru a le înlocui pe cele care s-au oprit (vezi Figura 8).

figura 8. Diagrame H-R pentru clustere de diferite vârste: această schiță arată cum punctul de oprire din secvența principală devine mai mic pe măsură ce realizăm diagrame H-R pentru clustere mai vechi și mai vechi.

într-adevăr, grupurile globulare sunt cele mai vechi structuri din galaxia noastră (și din alte galaxii). Cei mai tineri au vârste de aproximativ 11 miliarde de ani, iar unii par a fi chiar mai în vârstă. Deoarece acestea sunt cele mai vechi obiecte pe care le cunoaștem, această estimare este una dintre cele mai bune limite pe care le avem asupra vârstei universului însuși—trebuie să aibă cel puțin 11 miliarde de ani. Vom reveni la întrebarea fascinantă de a determina vârsta întregului univers în capitolul despre Big Bang.

Glosar

turnoff de secvență principală:

locație în diagrama H-R unde stelele încep să părăsească secvența principală