что нужно знать чтобы определить возраст звезды в рассеянном скоплении
Как ученые узнают возраст звезд
Астрономам важно знать возраст звезд, чтобы провести различные исследования. Эта информация влияет, как на изучение эволюции Вселенной, так и каждого объекта в отдельности. Например, понимание возраста конкретной звезды позволяет определить успела ли развиться жизнь в ее планетарной системе. Но как ученые способны узнать звездный возраст?
На самом деле, этот процесс может быть довольно сложным, но существует определенная схема. Проще всего разобраться со звездными объектами, которые существуют в скоплениях. Ведущая теория гласит, что звезды в скоплениях появились из одного материала и примерно в одно время. Поэтому состав и возраст этих объектов должны быть схожими.
Жизненный цикл звезды
Можно выделить два главных типа скоплений: шаровые и рассеянные. Первые представляют собою скопления древних объектов, которые по возрасту достигают возраста самой Вселенной. А вот рассеянные скопления включают в себя огромный диапазон возрастов, среди которых есть и юные объекты.
Когда у вас есть целое скопление, то вы наносите на карту цвета и яркость звезд, формируя шаблон. Речь идет о диаграмме Герцшпрунга — Рассела. В ней числятся также спектральный класс и температура звезды. Далее следуем за звездной эволюцией. В определенный период звезды достигают взрослой фазы, переходя на этап главной последовательности. Длительность этой фазы зависит от массы звезды.
Как только создадим график и внесем все необходимые данные, можно определить массу звезд, заканчивающих фазу главной последовательности и переходящих к этапу красных гигантов. Далее в ход вступают компьютерные модели, которые предсказывают, какой возраст у этих звезд в зависимости от массы.
То есть, главную роль здесь играют наблюдения и понимание строения и эволюции звезд. Ученые знают, насколько быстро протекают ядерные реакции внутри звезды, когда осуществляется переход и сколько он длится. Чем массивнее звезда, тем короче длительность каждой стадии. Поэтому можно установить пределы звездного возраста на конкретной стадии.
| Класс | Температура,K | Истинный цвет | Видимый цвет | Основные признаки |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000—60 000 | голубой | голубой | Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N. |
| B | 10 000—30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. |
| A | 7500—10 000 | белый | белый | Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов |
| F | 6000—7500 | жёлто-белый | белый | Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti. |
| G | 5000—6000 | жёлтый | жёлтый | Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN. |
| K | 3500—5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO. |
| M | 2000—3500 | красный | оранжево-красный | Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. |
Однако существуют звезды, которые не входят в состав скоплений. Их возраст определить намного сложнее. Здесь приходится полагаться на спектральный анализ. Изучение спектров выводит нас на состав. Так как звездное развитие заключается в трансформации водорода в гелий, то соотношение этих элементов выведет нас на примерный возраст: чем больше возраст, тем меньше водорода и больше гелия.
Но провести расчет все равно сложно, потому что в ходе эволюции звездный состав меняется, а масса сокращается. А ведь скорость трансформации водорода в гелий зависит от массы и состава звезды. Поэтому исследователям приходится восстанавливать чуть ли не всю историю звезды, затем учесть массу, состав, светимость и провести расчеты. И все это основывается на нашем понимании общего эволюционного пути для всех звезд.
Важно понимать, что все указанные для звезд цифры возрастов – лишь примерные, и они уточняются с улучшением методов наблюдения и расчетов. Например, в одном из последних исследований ученые попытались проследить зависимость между возрастом звезды и скоростью вращения. Команда считает, что вращение должно замедлиться с течением времени. Чтобы это проверить, нужно провести исследования на звездах в скоплениях. Если идея сработает, то будет намного проще узнать возраст одиноких звезд.
Как узнать возраст звезды
Также можно вычислить массу звезды по орбитальному периоду и состав по спектру излучаемого света
Есть несколько методов определения возраста, которые подходят для разных типов звезд. Вот три из них.
Диаграммы Герцшпрунга-Рассела
Ученым известно, как рождаются звезды, как живут и как умирают. В процессе жизни они сжигают водородное топливо, раздуваются и, в конечном итоге, выбрасывают газ в космос. Продолжительность жизни звезды зависит от ее массы. Более массивные звезды умирают раньше, в то время как менее массивные звезды могут просуществовать миллиарды лет.
Два астронома — Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел — независимо друг от друга пришли к идее создать график зависимости температуры звезд от их яркости. Сегодня ученые используют обнаруженные ими закономерности для определения возраста звездных скоплений, где светила сформировались одновременно.
«Это не очень точный метод, — говорит астроном Трэвис Меткалф из Института космических наук в Боулдере (штат Колорадо, США). — Тем не менее, это лучшее, что у нас есть».
Скорость вращения
Этот метод использовался при изучении отдельных звезд на протяжении десятилетий, но новые открытия поставили точность формулы под сомнение. Оказывается, некоторые звезды не сбавляют скорость вращения до конца своей жизни. «Вращение — лучший метод определения возраста звезд, которые моложе Солнца», — говорит Меткалф. Для более старых звезд лучше использовать другие методы.
Звездная сейсмология
Новые данные, подтверждающие, что скорость вращения — не лучший способ определения возраста звезд, были получены благодаря телескопу «Кеплера», который охотился за экзопланетами. Именно «Кеплер» позволил выйти звездной сейсмологии на передний план в деле определения возраста звезд.
Наблюдение за мерцанием звезды может дать ключ к разгадке ее возраста. Изменения яркости звезды — это индикатор того, что происходит под поверхностью светила. Возраст же рассчитывается с помощью моделирования, для чего нужен большой набор данных о яркости звезды. Этот метод не подходит астрономам-любителям.
Кроме того, этот новый подход помог обнаружить магнитный кризис среднего возраста нашего Солнца и дал некоторые подсказки об эволюции Млечного пути. Около 10 миллиардов лет назад наша галактика столкнулась с карликовой галактикой. Ученые обнаружили, что звезды карликовой галактики моложе или примерно того же возраста, что и звезды Млечного пути. Таким образом, наш Млечный путь мог формироваться быстрее, чем считалось ранее.
Здравствуйте, И вообще, что было до создания вселенной? ТОлько не надо писать, что вообще ничего не было, т. к. моему мозгу это тяжело представить!
Чтобы выяснить, как из кусков тёмной материи Вселенной смогли эволюционировать искрящиеся современные галактики, ученые должны вначале решить центральную проблему – определить возраст галактики.
Астроном Джейсон Калирай (Jason Kalirai) из Научного института космического телескопа предпринял большой шаг на пути к разгадке этой тайны. Он использовал недавно погибшие звезды, которые когда-то были похожи на Солнце, как ключ для определения возраста галактики.
Проанализировав 4 таких мертвых звезды, Калирай определил, что внутреннее гало звезд Млечного Пути имеет возраст около 11,4 миллиарда лет. Гало – это сферическое облако объектов, которые неупорядоченно вращаются вокруг центра галактики, как это делают Солнце и другие звезды Млечного Пути.
Калирай взял горстку звезд, которые, как считается, являются частью внутреннего гало, определил их возраст и предположил, откуда они могли притянуться. Он выбрал звезды, так называемые белые карлики, потому что они являются простыми звездами, по свету которых можно определить их массу и температуру. Со звездами, сжигающими водород, такие измерения провести нельзя.
Белые карлики – это то, что остается от звезд, подобных нашему Солнцу, когда они сжигают весь водород и теряют свои внешние слои. Они в 1 миллион раз плотнее, чем самое плотное вещество на нашей планете.
Примерно 98 процентов звезд в нашей галактике окончат свой век, превратившись в белых карликов.
Калирай выделил несколько звезд, которые стали белыми карликами совсем недавно, поэтому сохранили часть особенностей звезд, которыми они когда-то были. Например, можно определить их массу и температуру. Эти данные помогут узнать их возраст.
Как и когда это происходит, пока ученые только пытаются выяснить. Новая, предложенная Калирай техника позволит сравнить популяции звезд гало. Это позволяет вычислить время, когда стала собираться наша галактика.
§ 55. Звёзды (окончание)
После выгорания водорода в недрах звезды она раздувается и становится красным гигантом или сверхгигантом в зависимости от массы. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность (рис. VIII на форзаце). После окончательного рассеяния оболочки остаётся лишь горячее ядро звезды — белый карлик. У звезды типа Солнца останется белый карлик, состоящий из углерода, так как в процессе эволюции Солнца температура в его недрах повысится настолько, что будут протекать реакции синтеза углерода из гелия.
Эволюция массивных звёзд происходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорваться сверхновой, а её ядро, резко сжавшись, превратится в сверхплотный объект — нейтронную звезду или даже в чёрную дыру (рис. IX на форзаце). Сброшенная оболочка, обогащённая гелием и тяжёлыми элементами, образовавшимися в недрах звезды, рассеивается в пространстве и служит материалом для формирования звёзд нового поколения. В частности, есть основания полагать, что Солнце — звезда второго поколения.
Возраст звёздных скоплений
5. Определить возраст отдельной звезды невозможно, так как нам неизвестно, когда она образовалась. По спектральному классу можно только сказать, что её возраст не больше времени пребывания на главной последовательности.
Замечательный способ определить возраст звёзд дают нам наблюдения звёздных скоплений. Так как звёзды различной массы в звёздных скоплениях образуются примерно одновременно, то диаграмма «спектр—светимость» только что родившегося скопления содержит звёзды всех спектральных классов, которые находятся на стадии главной последовательности. В нём отсутствуют красные гиганты, сверхгиганты и белые карлики. Со временем массивные звёзды умирают, и главная последовательность такого старого скопления не будет содержать массивные звёзды спектральных классов О, Вит. д.,в зависимости от возраста скопления. Эти звёзды переходят в гиганты и сверхгиганты и далее вообще взрываются. Появляются белые карлики. По спектральному классу звёзд, которые только начинают переходить в красные гиганты, которые умирают в данный момент, можно судить о возрасте всего скопления.
Так, в звёздном скоплении М3 (созвездие Гончие Псы) на главной последовательности нет звёзд спектрального класса О, В, А, а звёзды спектрального класса F только начинают умирать. Из таблицы 38 определяем возраст этих умирающих звёзд и всего скопления как 1 млрд лет.
Вопросы для самопроверки
1. Перечислите основные спектральные классы звёзд.
2. Перечислите, на какие группы разбиваются звёзды по их спектральному классу и светимости.
3. Какие звёзды обладают большей светимостью — массивные или менее массивные?
4. Что является источником энергии звёзд?
5. Каков конечный этап эволюции массивной звезды?
Вопросы для дискуссии
1. Звёзды и планеты.
2. Термоядерный синтез в звёздах и на Земле.
Возраст звездных скоплений
Если рассмотреть группу звезд в главной последовательности, которые существуют за счет сжигания водорода, причем звезды эти будут разной массы, но одинакового возраста, то прежде всего мы заметим исчерпание ядерного горючего у наиболее тяжелых звезд из верхней части главной последовательности.
Можно ли заметить этот эффект, наблюдая звездные скопления? Посмотрим еще раз на диаграмму Г-Р скопления Гиад (рис. 2.8). Основная последовательность этого звездного скопления заполнена вплоть до светимости в 20 раз больше визуальной светимости Солнца. Это соответствует массам, которые в 2,5 раза больше солнечной. Продолжительность горения водорода в таких звездах составляет около 800 миллионов лет (см. рис. 2.11). Если группа звезд 4-435 одинакового возраста существует 800 миллионов лет с начала ядерной реакции превращения водорода в гелий, то у звезд с массой в 2,5 раза больше массы Солнца запасы водорода уже подойдут к концу, в то время как звезды меньшей массы все еще будут жить за счет сжигания водорода. Быть может, именно по этой причине верхняя часть главной последовательности в скоплении Гиад не занята?
В других звездных скоплениях главная последовательность обрывается при иных значениях светимости, а значит, и массы. Так, например, в скоплении Плеяд существуют звезды главной последовательности со светимостью в 140 раз больше солнечной. Это соответствует звездам примерно в 6 солнечных масс, продолжительность жизни которых при сжигании водорода составляет только 100 миллионов лет. Звезды с наиболее высокой яркостью лежат на диаграмме Г Р Плеяд не совсем точно на главной последовательности. Они немного смещены вправо. Это говорит о первых признаках исчерпания водорода.
Как узнать, на самом ли деле уход звезд в скоплениях с главной последовательности на диаграмме Г-Р означает, что в них исчерпались запасы водорода? Если это так, то мы уже в значительной мере знаем, как развиваются звезды. А именно, звезда остается на главной последовательности до
При этом все время следует помнить: пока мы всего лишь предположили, что свойства звезд в звездных скоплениях объясняются исчерпанием запасов ядерной энергии. Хотя эта гипотеза хорошо согласуется с результатами наблюдений, однако мы все еще не можем уверенно сказать, достаточно ли велики температуры и плотности вещества в недрах звезд, чтобы там могли протекать ядерные реакции. Температура на поверхности звезд далеко не достаточна для этого. Откуда мы можем узнать, какие температуры достигаются в звездных недрах? Свет, который поступает к нам от звезд, несет информацию о тонком поверхностном слое. Так, например, у Солнца свет исходит из «атмосферы», масса которой составляет всего одну сотую миллиардной доли общей массы Солнца. Глубже этого слоя мы ничего не видим. И тем не менее мы можем сказать о недрах Солнца больше, чем о недрах нашей Земли. Чем объясняется такой парадокс, мы узнаем в следующей главе.