A csillaghalmaz olyan csillagok csoportja, amelyek közös eredetűek és gravitációsan kötődnek egymáshoz bizonyos ideig. Különösen hasznosak a csillagászok számára, mivel lehetőséget nyújtanak a csillagok fejlődésének és korának tanulmányozására és modellezésére. A csillaghalmazok két alapvető kategóriája a nyílt csillaghalmazok, más néven galaktikus csillaghalmazok és a gömbhalmazok.
- A nyílt vagy galaktikus csillaghalmazok
- Gömbhalmazok
- A csillaghalmazok kora és nullkorú fősorozata
A nyílt (galaktikus) csillaghalmazok
A nyílt csillaghalmazok azért kapták ezt a nevet, mert az egyes komponens csillagok könnyen felbonthatók távcsővel. Néhány példa, mint például a Hyades és a Plejádok, olyan közel vannak egymáshoz, hogy az egyes csillagok szabad szemmel is jól megkülönböztethetők. Néha galaktikus halmazoknak is nevezik őket, mivel a spirálgalaxisok síkján lévő poros spirálkarokon helyezkednek el. A nyílt halmazokban lévő csillagoknak közös az eredetük – ugyanabból a kezdeti óriás molekulafelhőből keletkeztek. A halmazok jellemzően néhány száz csillagot tartalmaznak, bár ez a szám a néhány tucattól akár néhány ezerig is változhat.
A nyílt halmazon belüli csillagokat csak lazán köti össze a gravitáció. Ahogy a halmaz a galaxis körül forog, a galaxisban lévő más objektumokkal való gravitációs perturbációk miatt végül szétszóródik. Míg a mi Napunk eredetileg valószínűleg egy nyílt halmazban keletkezett, ma már nem észlelhető a közeli csillagokkal való halmozódás. A nyílt halmazok ezért általában viszonylag fiatal objektumok. Egyesek, mint például a Plejádok, még mindig ködösségre utaló jeleket mutatnak, ami arra utal, hogy nemrég alakultak ki. A nyílt halmazok csillagai az I. populációhoz tartoznak, fiatalok és nagy fémtartalmúak. A halmazok átmérője néhány és körülbelül 20 parszek közötti lehet.
Gömbhalmazok
A gömbhalmazok több ezer és egymillió csillagot tartalmaznak gömb alakú, gravitációsan kötött rendszerben. Többnyire a galaktikus síkot körülvevő halóban helyezkednek el, ezek alkotják a galaxis legrégebbi csillagait. Ezek a II. populációs csillagok magasan fejlettek, de alacsony fémtartalommal rendelkeznek. A halmazok olyan öregek, hogy minden G vagy F osztályúnál magasabb csillag már lefejlődött a fősorozatról. A gömbhalmazokban kevés szabad por vagy gáz található, ezért nem történik bennük új csillagkeletkezés. A gömbhalmazok belső régióiban a csillagsűrűség nagyon magas az olyan régiókhoz képest, mint például a Nap körül.
A nyílt halmazokhoz hasonlóan a gömbhalmazok csillagai valószínűleg közös eredetűek. A nyílt halmazokkal ellentétben a gömbhalmazok általában egész életük során gravitációsan összefüggőek maradnak. A bennük lévő csillagok nem szóródnak szét a halmazon kívülre. Tejútrendszerünkben körülbelül 200 gömbhalmaz található. Kiemelkedő példái közé tartozik a 47 Tuc, az M4 és az Omega Centauri, bár van némi vita arról, hogy ez valójában egy befogott törpe gömbgalaxis-e.
A csillaghalmazok kora és a nullkorú fősorozat
A csillaghalmazok különösen fontosak, mert lehetővé teszik a csillagászok számára a csillagfejlődés modelljeinek és a csillagok korának ellenőrzését. Nézzük először a nyílt halmazokat, hogy megértsük, miért van ez így.
A nyílt halmazokban lévő csillagok közös eredetűek egy adott ködből. Ezért azonos a kezdeti fémességük, így ennek a csillagfejlődésre gyakorolt hatása gyakorlatilag azonos a halmaz tagjai számára. Egy másik fontos szempont, hogy a halmazon belüli összes csillag gyakorlatilag azonos távolságra van a földi megfigyelőtől. Még ha egy halmaz átmérője néhány parszek is lehet, ez a méret elhanyagolható a halmaz Földtől való sokkal nagyobb távolságához képest. Ha fotometriai méréseket végzünk a halmaz csillagairól, akkor az egyes csillagok látszólagos magnitúdójából következtethetünk a halmaz tagjainak relatív abszolút fényességére is. A halmazon belül a legfényesebbnek tűnő csillagok eredendően fényesebbek, mint a halmaz halványabb tagjai.
A csillagászok ezt a tényt arra használják, hogy egy halmaz színnagyságdiagramját megkapják. Ez egyszerűen egy HR-diagram, amely a függőleges tengelyen a látszólagos fényességet, általában V-t (vagy mV-t) ábrázolja a vízszintes tengelyen a színindexszel, B – V-vel szemben. A spektroszkópiai parallaxis segítségével aztán kalibrálhatják a diagramot, hogy megkapják az abszolút magnitúdó, M vagy MV értékeit. Ezt több nyílt halmazra elvégezve érdekes eredményt találunk. Az alábbi képek néhány nyílt halmazt mutatnak. Balra a h + χ Persei, egy kettős nyílt halmaz, amelyben a két, 2200 parszek távolságra lévő halmazt csak kb. 30 parszek választja el egymástól. A jobb oldali képen az M67 látható. Észrevesz valamilyen különbséget a két kép között?
Ha ezeket a nyílt halmazokat és másokat egy HR-diagramon ábrázolnánk, az alábbi ábrát kapnánk. Mivel a halmazok különböző távolságban vannak, a diagramot abszolút magnitúdóra kalibráltuk.
Ha alaposan tanulmányozzuk ezt a diagramot, észrevehetünk egy új skálát a jobb oldali függőleges tengelyen. Az “évek” itt a halmaz korára utal. Egy olyan halmaz, mint a h + χ Persei, olyan fiatal, hogy csillagainak többsége még a fősorozatban van – még nem kapcsoltak ki. A Plejádoknál, amely valamivel idősebb, már nincsenek 0 színindexnél (A0 színképosztály) forróbb csillagok a fősorozatban. A tömegesebb halmaztagok már a fősorozatból az óriás ágakba fejlődtek. Az M67-ben, egy nagyon öreg nyílt halmazban nincs +0,4 színindexnél melegebb csillag a fősorozatban. Kulcsfontosságú az a fordulópont a diagramon, ahol a halmaz kikapcsol a fősorozatból. Minél lejjebb van a fősorozatban a fordulópont, annál idősebb a halmaz.
Amikor egy csillag először éri el a mag hidrogénfúzióját és megjelenik a fősorozatban, azt mondjuk, hogy nullkorú. A nullkorú fősorozat (ZAMS) az összes csillag fősorozata, amikor a csillaghalmazban kezdetben kialakulnak. Minél feljebb van a fősorozatban, annál nagyobb tömegű a csillag.
Mivel a gömbhalmazok általában sokkal idősebbek, mint a nyílt halmazok, a színnagyságdiagramjaikon több fejlett csillag látható. Emellett a fősorozatban nem maradtak nagy tömegű csillagok. Az M55-re vonatkozó alábbi színnagyságdiagram jól szemlélteti ezt.
Érdekes, ha a fenti diagramot tanulmányozzuk, láthatunk egy csoport forró csillagot, amelyek úgy tűnik, hogy a fősorozatban vannak a fordulópont felett. Ezek valójában úgynevezett kék kóborló csillagok. A gömbhalmazokon belüli nagy csillagsűrűség miatt a csillagászok úgy vélik, hogy egyes csillagok összeolvadhatnak és összeolvadhatnak. Az egyesített tömeg miatt az új csillag forróbb (kékebb) és fényesebb lesz, mint a csillagok többsége.
