Een sterrencluster is een groep sterren die een gemeenschappelijke oorsprong hebben en voor een bepaalde tijd aan elkaar zijn gebonden door gravitatie. Ze zijn bijzonder nuttig voor astronomen omdat ze een manier bieden om sterevolutie en -leeftijden te bestuderen en te modelleren. De twee basiscategorieën van sterrenhopen zijn open sterrenhopen, ook wel galactische sterrenhopen genoemd, en bolvormige sterrenhopen.
- Open of Galactische sterrenhopen
- Globulaire sterrenhopen
- Leeftijden van sterrenhopen en hoofdreeks van nul sterrenhopen
Open (Galactische) sterrenhopen
Open sterrenhopen worden zo genoemd omdat de afzonderlijke sterren gemakkelijk door een telescoop kunnen worden waargenomen. Sommige voorbeelden, zoals de Hyaden en de Pleiaden, staan zo dicht bij elkaar dat de afzonderlijke sterren met het blote oog duidelijk te onderscheiden zijn. Ze worden soms galactische clusters genoemd vanwege hun ligging op de stoffige spiraalarmen op het vlak van spiraalstelsels. Sterren in een open sterrenhoop hebben een gemeenschappelijke oorsprong – zij zijn ontstaan uit dezelfde oorspronkelijke reusachtige moleculaire wolk. Clusters bevatten meestal een paar honderd sterren, hoewel dit kan variëren van enkele tientallen tot een paar duizend.
Sterren binnen een open sterrenhoop zijn slechts losjes gebonden door de zwaartekracht. Terwijl de sterrenhoop rond het melkwegstelsel draait, raakt hij uiteindelijk uit elkaar door gravitationele verstoringen met andere objecten in het melkwegstelsel. Hoewel onze zon waarschijnlijk aanvankelijk in een open sterrenhoop is gevormd, is er nu geen waarneembare clustering met sterren in de buurt. Open clusters zijn daarom meestal relatief jonge objecten. Sommige, zoals de Pleiaden, vertonen nog sporen van nebulositeit die op hun recente vorming wijzen. Open sterrenhopen behoren tot Populatie I, ze zijn jong en hebben een hoge metalliciteit. Clusters variëren van een paar tot zo’n 20 parsecs in doorsnee.
Globulaire sterrenhopen
Globulaire sterrenhopen bevatten enkele duizenden tot een miljoen sterren in een bolvormig, gravitationeel-gebonden systeem. Ze bevinden zich meestal in de halo rond het galactische vlak en omvatten de oudste sterren in het melkwegstelsel. Deze Populatie II sterren zijn sterk geëvolueerd maar hebben een lage metalliciteit. De sterrenhopen zijn zo oud dat elke ster van een klasse hoger dan G of F al van de hoofdreeks is af geëvolueerd. Er is weinig vrij stof of gas in bolvormige sterrenhopen, dus er vindt geen nieuwe stervorming plaats. De sterdichtheid in de binnenste regionen van een bolhoop is zeer hoog vergeleken met regio’s zoals die rond de zon.
Net als bij open clusters hebben sterren in bolvormige sterrenhopen waarschijnlijk een gemeenschappelijke oorsprong gehad. In tegenstelling tot open sterrenhopen blijven bolvormige sterrenhopen hun hele leven lang gravitationeel samenhangend. De sterren in de bolhopen worden niet buiten de cluster verspreid. Onze Melkweg telt ongeveer 200 bolvormige sterrenhopen. Prominente voorbeelden zijn 47 Tuc, M4 en Omega Centauri, hoewel er discussie is over de vraag of dit in feite een gevangen dwergbolstelsel is.
Clusterleeftijden en hoofdreeks van nul jaar
Sterrenclusters zijn bijzonder belangrijk omdat ze astronomen in staat stellen modellen van sterevolutie en de leeftijden van sterren te controleren. Laten we eerst naar open sterrenhopen kijken om te begrijpen waarom dit zo is.
Steren in een open sterrenhoop hebben een gemeenschappelijke oorsprong uit een bepaalde nevel. Zij hebben dus dezelfde beginmetaliteit, zodat het effect hiervan op de sterevolutie voor alle leden van de cluster in feite hetzelfde is. Een ander belangrijk punt is dat alle sterren binnen een cluster zich op dezelfde afstand van een waarnemer op aarde bevinden. Zelfs als een sterrenhoop een paar parsecs in doorsnee is, is deze grootte onbelangrijk vergeleken met de veel grotere afstand van de sterrenhoop tot de aarde. Als we fotometrische metingen doen van de sterren in de sterrenhoop, kunnen we uit de schijnbare helderheid van elke ster ook de relatieve absolute helderheid van de sterrenhoop afleiden. De sterren die binnen een sterrenhoop het helderst lijken, zijn intrinsiek helderder dan de zwakkere sterren.
Astronomen gebruiken dit feit om een kleur-magnitudediagram van een sterrenhoop te maken. Dit is eenvoudigweg een HR-diagram waarin de schijnbare helderheid, meestal V (of mV) op de verticale as wordt uitgezet tegen de kleurindex, B – V op de horizontale as. Met behulp van spectroscopische parallax kunnen zij dan het diagram ijken om waarden voor de absolute helderheid, M of MV, te verkrijgen. Door dit voor een aantal open sterrenhopen te doen vinden we een interessant resultaat. De afbeeldingen hieronder tonen enkele open clusters. Links zien we h + χ Persei, een dubbele open sterrenhoop waarin de twee clusters, die 2.200 parsecs van elkaar verwijderd zijn, slechts ongeveer 30 parsecs van elkaar verwijderd zijn. De rechter afbeelding toont M67. Zie je verschillen tussen de twee afbeeldingen?
De dubbele open sterrenhoop h en χ Persei.Als we deze open sterrenhopen en andere op een HR-diagram uitzetten, krijgen we het onderstaande diagram. Omdat de clusters op verschillende afstanden staan, is het diagram gekalibreerd naar absolute magnitude.
Kleur-magnitudediagrammen voor verschillende open clusters met nul-tijd hoofdsequnce turn-oofs.Als je dit diagram goed bestudeert, zie je een nieuwe schaal op de rechter verticale as. De “jaren” verwijzen hier naar de leeftijd van het cluster. Een sterrenhoop als h + χ Persei is zo jong dat de meeste van zijn sterren nog op de hoofdreeks staan – ze zijn nog niet afgezwaaid. De Pleiaden zijn iets ouder en hebben geen sterren meer op de hoofdreeks die heter zijn dan kleurindex 0 (spectraalklasse A0). De zwaardere clusters zijn al van de hoofdreeks naar de reuzentakken geëvolueerd. M67, een zeer oude open sterrenhoop, heeft geen ster op de hoofdreeks meer die heter is dan kleurindex +0,4. Van groot belang is het afbuigpunt op het diagram waar de cluster van de hoofdreeks afgaat. Hoe verder het afbuigpunt van de hoofdreeks naar beneden ligt, hoe ouder de sterrenhoop is.
Als een ster voor het eerst kernfusie van waterstof bereikt en op de hoofdreeks verschijnt, is hij zogezegd nul-oud. De nul-rijpe hoofdreeks (ZAMS) is de hoofdreeks van alle sterren op het moment dat zij zich in een cluster vormen. Hoe hoger op de hoofdreeks, hoe massiever de ster is.
Aangezien bolvormige sterrenhopen over het algemeen veel ouder zijn dan open sterrenhopen, laten hun kleur-magnitudediagrammen meer geëvolueerde sterren zien. Ze hebben ook geen zware sterren meer op de hoofdreeks. Het onderstaande kleur-magnitudediagram voor M55 illustreert dit punt.
Kleur-magnitudediagram voor bolhoop M55.Interessant is dat als je bovenstaand diagram bestudeert, je een groep hete sterren ziet die boven het afbuigpunt op de hoofdreeks lijken te zitten. Deze staan in feite bekend als blauwe achterblijvers. Vanwege de hoge sterdichtheid binnen bolvormige sterrenhopen denken astronomen dat sommige sterren kunnen samensmelten en samensmelten. De gecombineerde massa maakt de nieuwe ster daardoor heter (blauwer) en helderder dan het gros van de sterren.
