Мы довольно много знаем о звездах, наблюдая за ними с тех пор, как люди впервые посмотрели в телескоп около 400 лет назад.
Вскоре первые астрономы заметили, что звезды, по-видимому, организованы в группы, называемые рассеянными скоплениями, и в более плотные группы, называемые шаровыми скоплениями, а также в группы, представляющие собой нечто промежуточное.
Определить возраст звезды действительно сложно, но весьма легко определить возраст звездного скопления, и ученые делают это с помощью графиков.
Жизненный цикл звезд
Жизнь звезд следует схеме, которая очень последовательна и подчиняется законам физики, проявляемых в борьбе между гравитацией и радиационным давлением, вызванным ядерным синтезом. Это означает, что жизненный цикл звезды проходит через несколько довольно четко определенных фаз.
Возьмите огромный участок космического пространства, десятки световых лет в поперечнике, в котором много холодного газа, а затем немного «потревожьте» его. Это приведет к тому, что группа точек в этом газовом облаке будет немного плотнее, чем другие области, и если условия окажутся подходящими, то газ вокруг этих точек будет медленно коллапсировать под действием гравитации в сферы, которые будут становиться все горячее и горячее.
Эти газовые шары, в основном из водорода, будут становиться не только горячее, но и плотнее, пока температура в их ядрах не достигнет примерно 15 миллионов градусов Цельсия. До этого момента мы называем их протозвездами. Время, необходимое звезде для завершения фазы протозвезды, обратно пропорционально ее массе. То есть чем больше масса, тем короче время, а чем меньше масса, тем больше времени потребуется. Солнцеподобной звезде может потребоваться около 50 миллионов лет, чтобы завершить фазу своей протозвездной эволюции.
Главная последовательность
Как только в ядре звезды достигаются «волшебные» 15 миллионов градусов, начинается ядерный синтез. Грубо говоря, водород в ядре медленно сжимается и образует гелий. Эта фаза называется «главной последовательностью», и она является самой длинной фазой жизни любой звезды. И именно тогда, когда звезда завершает фазу главной последовательности, мы узнаем ее возраст.
После того как водород в ядре звезды иссякает, она становится нестабильной и невероятно сильно расширяется, вступая в фазу красного гиганта. Если звезда обладает достаточной массой, то гравитация раздавит ядро, разогрев его до 80 миллионов градусов, что приведет к «превращению» гелия в углерод.
Фаза горения гелия называется горизонтальной ветвью. Для таких звезд, как наше Солнце, на этом веселье заканчивается, поскольку у них недостаточно массы для синтеза углерода, поэтому, как только в ядре заканчивается гелий, ядерный синтез прекращается, и внешние слои солнцеподобной звезды выбрасываются, обнажая звездный остаток, называемый белым карликом. По сути, это ядро звезды, которое медленно остывает. Для нашего Солнца весь этот процесс — от момента зарождения и до белого карлика — занимает около 10 миллиардов лет. Для более массивных звезд этот процесс может занять «всего» несколько десятков миллионов лет.
Измерение звезд
Есть некоторые звездые параметры, которые довольно легко измерить — масса, светимость и температура. Если вы знаете расстояние до звезды, то светимость довольно легко рассчитать, поскольку энергия, достигающая Земли, уменьшается в зависимости от расстояния. Определить массу немного сложнее, так как это требует некоторых точных измерений и наблюдений за движением звезды в пространстве и времени. Что же касательно температуры, то ее очень легко измерить, так как она связана с цветом звезды. Например, поверхность красной звезды намного холоднее, чем поверхность голубой звезды.
За столетия развития астрономии ученые измерили ключевые параметры тысяч и тысяч звезд и нанесли их на график (ниже), на котором светимость отмечена по оси y (вертикальная), а температура по оси x (горизонтальная). Этот график был разработан астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселлом примерно в одно и то же время, поэтому он называется «диаграммой Герцшпрунга — Рассела».
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Звезды с наименьшей массой находятся в правом нижнем углу, а звезды с наибольшей массой — в левом верхнем углу. В ходе эволюции любая звезда путешествует по диаграмме Герцшпрунга — Рассела, которая позволяет отслеживать ее изменения на разных этапах жизненного цикла. Астрономы нанесли на диаграмму Герцшпрунга — Рассела столько звезд, что массу конкретной звезды можно определить, просто нанеся светимость и температуру.
Вы также можете использовать диаграмму Герцшпрунга — Рассела, чтобы проследить жизненный путь одной звезды, и посмотреть фазы, через которые она проходит.
Эпоха звездного скопления
Трудность всего этого заключается в том, что мы не знаем, в какой конкретной фазе пребывает звезда; иногда довольно сложно узнать, находится ли она на главной последовательности или перешла к другой фазе. К счастью, для большинства наблюдаемых звезд, мы можем сказать, находятся ли они на главной последовательности. Проблема в том, что мы не знаем, как далеко они продвинулись по главной последовательности, так как мы не знаем, сколько водорода осталось в ядре.
Итак, если мы нанесем все звезды скопления на диаграмму Герцшпрунга — Рассела, то мы получим график (ниже), показывающий текущее эволюционное положение всех звезд, что позволит узнать их возраст. Мы увидим множество светил на главной последовательности, а потом внезапный поворот направо, что мы называем «отключением от главной последовательности». На основе положения, в котором это происходит, мы можем оценить возраст кластера. В основном, чем моложе кластер, тем выше (к верхнему левому углу) главной последовательности будет отключение. Следовательно, чем старше кластер, тем ниже в главной последовательности будет поворот направо.
Откуда мы знаем возраст звезд?
Например, звезда, масса которой примерно в шесть раз превышает массу Солнца, будет сжигать водород (находиться на главной последовательности) в течение примерно 100 миллионов лет. Итак, на приведенной выше диаграмме, если мы не видим звезд на главной последовательности, которые имеют более высокую массу (более, чем в шесть раз превосходит массу Солнца), то мы можем оценить возраст скопления в 100 миллионов лет. Вот так мы можем определять возраст звезд!
