22.3: 看看理论

学习目标

在本节结束时，您将能够：

• 解释星团的 H—R 图如何与星团的年龄及其恒星成员的演化阶段联系起来
• 描述集群的主序列关闭是如何揭示其年代的

在上一节中，我们指出，开放星团比球状星团更年轻，关联通常更年轻。 在本节中，我们将展示如何确定这些星团的年龄。 关键观察结果是，这些不同类型的星团中的恒星存在于 H—R 图中的不同位置，我们可以将它们在图中的位置与理论计算相结合来估计它们的寿命。

H—R 年轻集群图

理论对最近从星际云中凝结出来的星团的 H—R 图预测了什么？ 请记住，在进化的每个阶段，巨星的进化速度都比质量较低的恒星快。 几百万年后（对天文学家来说是 “最近”），质量最大的恒星应该已经完成了收缩阶段并进入主序列，而质量较小的恒星应该向右移动，仍在通往主序列的路上。 图中说明了这些想法\(\PageIndex{1}\)，该图显示了由慕尼黑大学的 R. Kippenhahn 及其同事为一个年龄为 300 万年的假设集群计算的 H—R 图。

图\(\PageIndex{1}\) Young Cluster H—R 图。 我们看到了一个假设年龄为 300 万年的年轻集群的 H—R 图。 请注意，高质量（高亮度）恒星已经进入生命的主序列阶段，而低质量（低亮度）的恒星仍在向零年龄主序列（红线）收缩，并且还不够热，无法从氢的聚变中获得所有能量。

有些真正的星团符合这个描述。 第一个被研究的（大约在1950年）是NGC 2264，它仍然与它诞生的气体和尘埃区域有关（图\(\PageIndex{2}\)）。

图\(\PageIndex{2}\) Young Cluster NGC 2264。 这个由新形成的恒星组成的区域被称为圣诞树星团，距离我们约2600光年，是氢气（由热嵌入的恒星电离并以红色显示）、暗色模糊的尘埃通道和灿烂的年轻恒星的复杂混合物。 该图显示了大约 30 光年的场景。

NGC 2264 集群的 H—R 图如图所示\(\PageIndex{3}\)。 猎户座星云中间的星团（如图\(21.1.3\)和\(21.1.4\)第 21.1 节所示）处于相似的进化阶段。

图\(\PageIndex{3}\) NGC 2264 H—R 示意图。 将这张 H-R 图与图中的图进行比较\(\PageIndex{1}\)；尽管这里的点分散得更多，但理论图和观测图非常相似，令人满意。

随着集群的老化，它们的 H—R 图开始发生变化。 在很短的时间内（在它们到达主序列不到一百万年之后），质量最大的恒星消耗了其核心中的氢气，并从主序列演变为红色巨星和超级巨星。 随着时间的流逝，质量较低的恒星开始离开主序列，进入H—R图的右上角。

要查看矮星系中星团的演变，你可以观看这个简短的动画，讲述其 H—R 图是如何变化的。

图\(\PageIndex{4}\)是 NGC 3293 的照片，这个集群已有大约 1000 万年的历史。 密集的气体和尘埃云消失了。 一颗巨大的恒星已经演变为红色巨星，并作为星团中特别亮的橙色成员脱颖而出。

图\(\PageIndex{4}\) NGC 3293。 像 NGC 3293 这样的开放星团中的所有恒星大约在同一时间形成。 但是，与低质量恒星相比，质量最大的恒星消耗核燃料的速度更快，因此进化速度更快。 随着恒星的进化，它们会变红。 NGC 3293 中的亮橙色恒星是星团中进化最快的成员。

该图\(\PageIndex{5}\)显示了开放星团 M41 的 H—R 图，该星团已有大约 1 亿年的历史；此时，大量恒星已经向右移动，变成了红色巨星。 请注意这张 H—R 图中主序列附近的恒星和红色巨星之间的间隙。 间隙并不一定意味着恒星会避开具有一定温度和亮度的区域。 在这种情况下，它只是代表一个温度和亮度域，恒星通过这个域可以非常迅速地进化。 我们看到 M41 存在差距，因为在这个特殊的时刻，我们在匆忙浏览图表的这一部分的过程中还没有抓到一颗星星。

图 Cl\(\PageIndex{5}\) uster M41。 (a) 集群 M41 比 NGC 2264 更旧（见图\(\PageIndex{3}\)），包含几个红色巨人。 它的一些更大质量的恒星已不再接近零年龄主序列（红线）。 (b) 这张地面照片显示的是开放星团M41。 请注意，它包含几颗橙色的星星。 这些恒星已经耗尽了中心氢气，然后膨胀成了红色巨人。 （来源 b：NOAO/AURA/NSF 对作品的修改）

旧集群的 H—R 图

40亿年过去了，还有更多的恒星，包括质量仅比太阳大几倍的恒星，离开了主序列（图\(\PageIndex{6}\)）。 这意味着主序列顶部附近没有恒星；只剩下底部附近的低质量恒星。 星团越老，主序列上恒星开始向红巨区域移动的点越低（恒星的质量越低）。 在 H—R 图中，恒星开始离开主序列的位置称为主序列关闭。

图\(\PageIndex{6}\) H—R 旧集群的示意图。 我们看到了假设年龄为42.4亿年的较旧集群的H—R图。 请注意，主序列上半部分的大多数恒星已经朝向红巨区域关闭。 而且星团中质量最大的恒星已经死亡，不再出现在图表上。

所有星团中最古老的星团是球状星团。 该图\(\PageIndex{7}\)显示了球状星团 47 Tucanae 的 H—R 图。 请注意，亮度和温度标度与本章中其他 H—R 图中的不同。 例如\(\PageIndex{6}\)，在图中，图左侧的亮度比例是太阳亮度的 0.1 到 100,000 倍。 但是在图中\(\PageIndex{7}\)，亮度等级已大大降低。 这个旧星团中有太多恒星有时间关闭主序列，只剩下主序列的最底层。

图 Clu\(\PageIndex{7}\) ster 47 Tucanae。 这张 H—R 图适用于球状星团 47。 请注意，亮度比例与本章中其他 H—R 图的比例不同。 我们只关注主序列的下半部分，这是恒星仍然留在这个旧星团中的唯一部分。

观看这段简短的 NASA 视频，其中包含如何为球状星团 Omega Centauri 创建 H—R 图的三维可视化。

我们一直在讨论的不同集群到底有多老了？ 为了获得它们的实际年龄（以年为单位），我们必须将计算出的不同年龄的 H—R 图的外观与观测到的真实聚类的 H—R 图的外观进行比较。 实际上，天文学家使用主序列顶部的位置（即恒星开始离开主序列变成红色巨星的亮度）来衡量星团的年龄（我们之前讨论过的主序列关闭）。 例如，我们可以比较图\(\PageIndex{3}\)和图中仍在主序列上的最亮恒星的亮度\(\PageIndex{6}\)。

使用这种方法，一些协会和开放集群的历史可能只有100万年，而另一些则有数亿年的历史。 一旦星团周围的所有星际物质都被用来形成恒星或分散并离开星团，恒星的形成就会停止，质量逐渐降低的恒星会离开主序列，如图\(\PageIndex{3}\)\(\PageIndex{5}\)、和所示\(\PageIndex{6}\)。

令我们惊讶的是，即使是银河系中最年轻的球状星团也被发现比最古老的开放星团更古老。 所有的球状星团都有主序列，其关闭亮度低于太阳的亮度。 这些拥挤的系统中的恒星形成在数十亿年前就停止了，而且没有新的恒星进入主序列来取代已经关闭的恒星（图\(\PageIndex{8}\)）。

图\(\PageIndex{8}\) H—R 不同年龄群集的示意图。 此草图显示了当我们为较旧的聚类制作 H—R 图时，主序列的关闭点如何降低。

事实上，球状星团是我们银河系（以及其他星系）中最古老的结构。 最年轻的年龄约为110亿岁，有些人似乎更年长。 由于这些是我们所知道的最古老的天体，因此这个估计是我们对宇宙本身年龄的最好限制之一，它必须至少有110亿年的历史。 我们将在《大爆炸》一章中回到确定整个宇宙年龄的有趣问题。

关键概念和摘要

随着星团变老，星团中恒星的 H—R 图会系统地发生变化。 质量最大的恒星进化得最快。 在最年轻的星团和关联中，高亮度的蓝星位于主序列上；质量最低的恒星位于主序列的右侧，仍在向主序列收缩。 随着时间的推移，质量逐渐降低的恒星会偏离（或关闭）主序列进化。 在至少有110亿年历史的球状星团中，根本没有发光的蓝星。 天文学家可以使用主序列的转折点来确定星团的年龄。

词汇表

主序列关闭

H—R 图中恒星开始离开主序列的位置