Gromada gwiazd to grupa gwiazd, które mają wspólne pochodzenie i są związane grawitacyjnie przez pewien czas. Są one szczególnie użyteczne dla astronomów, ponieważ pozwalają na badanie i modelowanie ewolucji i wieku gwiazd. Dwie podstawowe kategorie gromad gwiazdowych to gromady otwarte, znane również jako gromady galaktyczne, oraz gromady kuliste.
- Gromady otwarte lub galaktyczne
- Gromady kuliste
- Wieki gromad i zerowy wiek ciągu głównego
Gromady otwarte (galaktyczne)
Gromady otwarte są tak nazywane ze względu na fakt, że poszczególne gwiazdy składowe są łatwo rozpoznawalne przez teleskop. Niektóre przykłady, takie jak Hyades i Plejady, znajdują się tak blisko, że poszczególne gwiazdy mogą być wyraźnie rozróżnione gołym okiem. Są one czasami nazywane gromadami galaktycznymi ze względu na ich położenie na zapylonych ramionach spiralnych w płaszczyźnie galaktyk spiralnych. Gwiazdy w gromadzie otwartej mają wspólne pochodzenie – uformowały się z tego samego początkowego olbrzymiego obłoku molekularnego. Gromady zawierają zwykle kilkaset gwiazd, choć ich liczba może się wahać od kilkudziesięciu do kilku tysięcy.
Gwiazdy wewnątrz gromady otwartej są tylko luźno związane grawitacyjnie. W miarę jak gromada obraca się wokół galaktyki, ostatecznie rozprasza się na skutek perturbacji grawitacyjnych z innymi obiektami w galaktyce. Podczas gdy nasze Słońce prawdopodobnie początkowo uformowało się w gromadzie otwartej, obecnie nie ma żadnych dostrzegalnych skupisk pobliskich gwiazd. Gromady otwarte są więc zazwyczaj stosunkowo młodymi obiektami. Niektóre z nich, takie jak Plejady, wciąż wykazują oznaki mgławicowości sugerujące ich niedawne powstanie. Gwiazdy gromady otwartej należą do Populacji I, są młode i mają wysoką metaliczność. Gromady mają od kilku do około 20 parseków średnicy.
Gromady kuliste
Gromady kuliste zawierają od kilku tysięcy do miliona gwiazd w sferycznym, grawitacyjnie związanym układzie. Znajdują się one głównie w halo otaczającym płaszczyznę galaktyki i składają się z najstarszych gwiazd w galaktyce. Te gwiazdy Populacji II są wysoko wyewoluowane, ale mają niską metaliczność. Gromady są tak stare, że każda gwiazda wyższa niż klasy G lub F zdążyła już wyewoluować z ciągu głównego. W gromadach kulistych znajduje się niewiele wolnego pyłu lub gazu, więc nie zachodzi w nich formowanie się nowych gwiazd. Gęstości gwiazd w wewnętrznych regionach gromad kulistych są bardzo wysokie w porównaniu z regionami takimi jak te wokół Słońca.
Tak jak w przypadku gromad otwartych, gwiazdy w gromadach kulistych prawdopodobnie miały wspólne pochodzenie. W przeciwieństwie do gromad otwartych, gromady kuliste zwykle pozostają spójne grawitacyjnie przez cały okres swojego życia. Gwiazdy znajdujące się w nich nie są rozpraszane poza gromadę. W naszej Drodze Mlecznej znajduje się około 200 gromad kulistych. Wybitne przykłady to 47 Tuc, M4 i Omega Centauri, choć trwają dyskusje, czy może to być w rzeczywistości uchwycona karłowata galaktyka sferyczna.
Wieki gromad i zerowy wiek ciągu głównego
Gromady gwiazd są szczególnie ważne, ponieważ pozwalają astronomom sprawdzać modele ewolucji gwiazd i ich wiek. Przyjrzyjmy się najpierw gromadom otwartym, aby zrozumieć dlaczego tak jest.
Gwiazdy w gromadzie otwartej mają wspólne pochodzenie z danej mgławicy. Mają zatem taką samą początkową metaliczność, więc wpływ tego faktu na ewolucję gwiazd jest efektywnie taki sam dla wszystkich członków gromady. Inną ważną kwestią jest to, że wszystkie gwiazdy w gromadzie znajdują się w tej samej odległości od obserwatora na Ziemi. Nawet jeśli gromada może mieć kilka parseków średnicy, rozmiar ten jest nieistotny w porównaniu z dużo większą odległością gromady od Ziemi. Jeśli wykonamy fotometryczne odczyty gwiazd gromady, magnitudo pozorne każdej z nich pozwoli nam wnioskować o względnej jasności absolutnej członków gromady. Gwiazdy, które wydają się najjaśniejsze w gromadzie, są z natury bardziej jasne od słabszych jej członków.
Astronomowie wykorzystują ten fakt do uzyskania diagramu kolor-magnitudo dla gromady. Jest to po prostu wykres HR, który przedstawia magnitudo pozorne, zwykle V (lub mV) na osi pionowej w stosunku do indeksu barwy, B – V na osi poziomej. Używając paralaksy spektroskopowej można skalibrować wykres, aby otrzymać wartości dla magnitudo absolutnej, M lub MV. Robiąc to dla kilku gromad otwartych uzyskaliśmy interesujący wynik. Poniższe zdjęcia przedstawiają kilka gromad otwartych. Po lewej stronie mamy h + χ Persei, podwójną gromadę otwartą, w której obie gromady, odległe o 2200 parseków, są rozdzielone tylko o około 30 parseków. Prawy obraz przedstawia M67. Czy dostrzegasz jakieś różnice między tymi dwoma obrazami?
Jeśli naniesiemy te gromady otwarte i inne na diagram HR otrzymamy poniższy wykres. Ponieważ gromady znajdują się w różnych odległościach został on skalibrowany do magnitudo absolutnej.
Jeśli uważnie przestudiujesz ten wykres zauważysz nową skalę na prawej osi pionowej. „Lata” odnoszą się tutaj do wieku gromady. Gromada taka jak h + χ Persei jest tak młoda, że większość jej gwiazd wciąż znajduje się na ciągu głównym – jeszcze się nie wyłączyła. W Plejadach, które są nieco starsze, na ciągu głównym nie ma już gwiazd gorętszych niż indeks barwy 0 (klasa widmowa A0). Masywniejsi członkowie gromady zdążyli już wyewoluować z ciągu głównego do gałęzi olbrzymów. W M67, bardzo starej gromadzie otwartej, na ciągu głównym nie pozostała żadna gwiazda gorętsza niż +0,4 indeksu barwy. Kluczowe znaczenie ma punkt zwrotny na diagramie, w którym gromada wyłącza sekwencję główną. Im dalej w dół ciągu głównego znajduje się ten punkt, tym starsza jest gromada.
Gdy gwiazda po raz pierwszy osiągnie syntezę wodoru w jądrze i pojawi się na ciągu głównym, mówi się, że jest w wieku zerowym. Sekwencja główna wieku zerowego (ZAMS) jest sekwencją główną wszystkich gwiazd, które początkowo formują się w gromadzie. Im wyżej na głównej sekwencji, tym bardziej masywna jest gwiazda.
Ponieważ gromady kuliste są generalnie dużo starsze od gromad otwartych, ich diagramy kolor-magnitudo pokazują bardziej wyewoluowane gwiazdy. Nie ma w nich również gwiazd o dużej masie, które pozostałyby na ciągu głównym. Poniższy wykres kolor-magnitudo dla M55 ilustruje ten punkt.
Co ciekawe, jeśli przestudiujesz powyższy wykres zobaczysz grupę gorących gwiazd, które wydają się być na ciągu głównym powyżej punktu zwrotnego. Są one w rzeczywistości znane jako niebieskie marudery. Ze względu na dużą gęstość gwiazd w gromadach kulistych astronomowie uważają, że niektóre gwiazdy mogą koalescować i łączyć się ze sobą. Połączona masa sprawia, że nowa gwiazda jest gorętsza (bardziej niebieska) i jaśniejsza niż większość gwiazd.
