Astronomi

i föregående avsnitt indikerade vi att öppna kluster är yngre än globala kluster, och föreningar är vanligtvis ännu yngre. I det här avsnittet visar vi hur vi bestämmer åldrarna för dessa stjärnkluster. Nyckelobservationen är att stjärnorna i dessa olika typer av kluster finns på olika platser i h–R-diagrammet, och vi kan använda deras platser i diagrammet i kombination med teoretiska beräkningar för att uppskatta hur länge de har levt.

h-R-diagram över Unga kluster

vad förutsäger teorin för H-R-diagrammet för ett kluster vars stjärnor nyligen har kondenserats från ett interstellärt moln? Kom ihåg att i varje utvecklingsstadium utvecklas massiva stjärnor snabbare än deras motsvarigheter med lägre massa. Efter några miljoner år (”nyligen” för astronomer) borde de mest massiva stjärnorna ha avslutat sin sammandragningsfas och vara på huvudsekvensen, medan de mindre massiva bör vara av till höger, fortfarande på väg till huvudsekvensen. Dessa ideer illustreras i Figur 1, som visar H–r-diagrammet beräknat av R. Kippenhahn och hans medarbetare vid Munich University för ett hypotetiskt kluster med en ålder av 3 miljoner år.

Figur 1. Young Cluster H-R-Diagram: vi ser ett H-R-diagram för ett hypotetiskt ungt kluster med en ålder av 3 miljoner år. Observera att stjärnorna med hög massa (hög ljusstyrka) redan har kommit fram till huvudsekvenssteget i deras liv, medan stjärnorna med lägre massa (lägre ljusstyrka) fortfarande kontraherar mot nollålderns huvudsekvens (den röda linjen) och ännu inte är tillräckligt heta för att härleda all sin energi från fusion av väte.

det finns riktiga stjärnkluster som passar denna beskrivning. Den första som studerades (omkring 1950) var NGC 2264, som fortfarande är associerad med regionen gas och damm från vilken den föddes (Figur 2).

Figur 2. Unga kluster NGC 2264: Beläget cirka 2600 ljusår från oss, är denna region av nybildade stjärnor, känd som Julgranklustret, en komplex blandning av vätgas (som joniseras av heta inbäddade stjärnor och visas i rött), mörka dolda dammfält och lysande unga stjärnor. Bilden visar en scen om 30 ljusår över. (kredit: ESO)

NGC 2264-klustrets H-R-diagram visas i Figur 3. Klustret mitt i Orionnebulosan (visas i stjärnbildning) befinner sig i ett liknande utvecklingsstadium.

Figur 3. NGC 2264 H–r-Diagram: jämför detta H-R-diagram med det i Figur 1; även om punkterna sprider lite mer här, är de teoretiska och observationsdiagrammen anmärkningsvärt och tillfredsställande lika.

när kluster blir äldre börjar deras HR–diagram förändras. Efter en kort tid (mindre än en miljon år efter att de når huvudsekvensen) använder de mest massiva stjärnorna väte i sina kärnor och utvecklas från huvudsekvensen för att bli röda jättar och superjättar. När mer tid går, börjar stjärnor med lägre massa lämna huvudsekvensen och ta sig till höger om H–R-diagrammet.

Figur 4 är ett fotografi av NGC 3293, ett kluster som är cirka 10 miljoner år gammalt. De täta molnen av gas och damm är borta. En massiv stjärna har utvecklats till att bli en röd jätte och sticker ut som en särskilt ljus orange medlem i klustret.

Figur 4. NGC 3293: alla stjärnor i ett öppet stjärnkluster som NGC 3293 bildas ungefär samtidigt. De mest massiva stjärnorna uttömmer emellertid sitt kärnbränsle snabbare och utvecklas därmed snabbare än stjärnor med låg massa. När stjärnor utvecklas blir de rödare. Den ljusa orange stjärnan i NGC 3293 är medlem i det kluster som har utvecklats snabbast. (kredit: ESO / G. Beccari)

Figur 5 visar H – r-diagrammet för det öppna klustret M41, som är ungefär 100 miljoner år gammalt; vid denna tid har ett betydande antal stjärnor flyttat till höger och blivit röda jättar. Notera gapet som visas i detta H–R-diagram mellan stjärnorna nära huvudsekvensen och de röda jättarna. Ett gap innebär inte nödvändigtvis att Stjärnor undviker en region med vissa temperaturer och luminositeter. I det här fallet representerar det helt enkelt en domän av temperatur och ljusstyrka genom vilken stjärnor utvecklas mycket snabbt. Vi ser ett gap för M41 eftersom vi just nu inte har fångat en stjärna i färd med att scurrying över denna del av diagrammet.

Figur 5. Cluster M41: (en) Cluster M41 är äldre än NGC 2264 (se ) och innehåller flera röda jättar. Några av dess mer massiva stjärnor är inte längre nära nollålderns huvudsekvens (röd linje). (b) detta markbaserade fotografi visar det öppna klustret M41. Observera att den innehåller flera orangefärgade stjärnor. Dessa är stjärnor som har uttömt väte i sina centra och har svällt upp för att bli röda jättar. (kredit b: ändring av arbetet av NOAO / AURA / NSF)

H-R-diagram över äldre kluster

efter att 4 miljarder år har gått har många fler stjärnor, inklusive stjärnor som bara är några gånger mer massiva än solen, lämnat huvudsekvensen (Figur 6). Det betyder att inga stjärnor lämnas nära toppen av huvudsekvensen; endast lågmassstjärnorna nära botten finns kvar. Ju äldre klustret är, desto lägre är punkten på huvudsekvensen (och desto lägre är stjärnornas massa) där stjärnor börjar röra sig mot den röda jätteregionen. Platsen i H-R-diagrammet där stjärnorna har börjat lämna huvudsekvensen kallas huvudsekvensavstängning.

Figur 6. H – r-Diagram för ett äldre kluster: vi ser H-R-diagrammet för ett hypotetiskt äldre kluster vid en ålder av 4,24 miljarder år. Observera att de flesta stjärnorna på den övre delen av huvudsekvensen har stängts av mot den röda jätteregionen. Och de mest massiva stjärnorna i klustret har redan dött och finns inte längre på diagrammet.

de äldsta klusterna av alla är globulära kluster. Figur 7 visar H – r-diagrammet för globulärt kluster 47 Tucanae. Observera att ljusstyrkan och temperaturskalorna skiljer sig från de andra h–r-diagrammen i detta kapitel. I Figur 6 till exempel går luminositetsskalan på vänster sida av diagrammet från 0,1 till 100 000 gånger solens ljusstyrka. Men i Figur 7 har luminositetsskalan minskat avsevärt i omfattning. Så många stjärnor i detta gamla kluster har haft tid att stänga av huvudsekvensen att endast botten av huvudsekvensen förblir.

Figur 7. Kluster 47 Tucanae: detta H-R-diagram är för det globala klustret 47. Observera att ljusstyrkan skiljer sig från de andra h–r-diagrammen i detta kapitel. Vi fokuserar bara på den nedre delen av huvudsekvensen, den enda delen där stjärnor fortfarande finns kvar i detta gamla kluster.

hur gamla är de olika klusterna vi har diskuterat? För att få sina faktiska åldrar (i år) måste vi jämföra utseendet på våra beräknade HR–diagram i olika åldrar med observerade HR–diagram över verkliga kluster. I praktiken använder astronomer positionen högst upp i huvudsekvensen (det vill säga ljusstyrkan vid vilken stjärnor börjar flytta från huvudsekvensen för att bli röda jättar) som ett mått på åldern för ett kluster (huvudsekvensavstängningen vi diskuterade tidigare). Till exempel kan vi jämföra luminositeterna hos de ljusaste stjärnorna som fortfarande finns i huvudsekvensen i Figur 3 och figur 6.

med denna metod visar sig vissa föreningar och öppna kluster vara så unga som 1 miljon år gamla, medan andra är flera hundra miljoner år gamla. När all interstellär materia som omger ett kluster har använts för att bilda stjärnor eller har spridit sig och flyttat bort från klustret upphör stjärnbildningen och stjärnor med gradvis lägre massa flyttar sig från huvudsekvensen, som visas i Figur 3, Figur 5 och figur 6.

till vår förvåning visar sig även de yngsta av de globala klusterna i vår galax vara äldre än det äldsta öppna klustret. Alla globulära kluster har huvudsekvenser som stängs av vid en ljusstyrka som är mindre än solens. Stjärnbildningen i dessa trånga system upphörde för miljarder år sedan, och inga nya stjärnor kommer till huvudsekvensen för att ersätta de som har stängts av (Se figur 8).

figur 8. H-R-diagram för kluster i olika åldrar: denna skiss visar hur avstängningspunkten från huvudsekvensen blir lägre när vi gör H-R–diagram för kluster som är äldre och äldre.

faktum är att de globala klusterna är de äldsta strukturerna i vår galax (och även i andra galaxer). De yngsta har åldrar på cirka 11 miljarder år och vissa verkar vara ännu äldre. Eftersom dessa är de äldsta föremålen vi känner till är denna uppskattning en av de bästa gränserna vi har för universums ålder—den måste vara minst 11 miljarder år gammal. Vi kommer tillbaka till den fascinerande frågan om att bestämma hela universums ålder i kapitlet om Big Bang.

ordlista

huvudsekvensavstängning:

plats i h-r-diagrammet där stjärnor börjar lämna huvudsekvensen