Un cluster stelar este un grup de stele care au o origine comună și care sunt legate gravitațional pentru o anumită perioadă de timp. Acestea sunt deosebit de utile pentru astronomi, deoarece oferă o modalitate de a studia și de a modela evoluția și vârstele stelare. Cele două categorii de bază de roiuri stelare sunt roiurile deschise, cunoscute și sub numele de roiuri galactice, și roiurile globulare.
- Regiuni deschise sau roiuri galactice
- Regiuni globulare
- Vârsta roiurilor și secvența principală de vârstă zero
Regiuni deschise (galactice)
Regiunile deschise sunt denumite astfel datorită faptului că stelele componente individuale sunt ușor de rezolvat printr-un telescop. Unele exemple, cum ar fi Hyades și Pleiade, sunt atât de apropiate încât stelele individuale pot fi distinse clar cu ochiul liber. Ele sunt uneori numite roiuri galactice datorită amplasării lor pe brațele spirale prăfuite din planul galaxiilor spirale. Stelele dintr-un roi deschis au o origine comună – s-au format din același nor molecular gigant inițial. Clusterele conțin de obicei câteva sute de stele, deși acest număr poate varia de la câteva zeci până la câteva mii.
Stelele din cadrul unui cluster deschis sunt doar slab legate prin gravitație. Pe măsură ce clusterul se rotește în jurul galaxiei, în cele din urmă se dispersează din cauza perturbațiilor gravitaționale cu alte obiecte din galaxie. Deși este probabil ca Soarele nostru să se fi format inițial într-un cluster deschis, în prezent nu se mai poate distinge nicio aglomerare cu stelele din apropiere. Prin urmare, roiurile deschise sunt, de obicei, obiecte relativ tinere. Unele, cum ar fi Pleiadele, prezintă încă semne de nebulozitate, ceea ce sugerează că s-au format recent. Stelele din roiurile deschise fac parte din populația I, sunt tinere și au o metalicitate ridicată. Clusterele variază de la câteva până la aproximativ 20 de parseci de diametru.
Clustere globulare
Clusterele globulare conțin între câteva mii și un milion de stele într-un sistem sferic, legat gravitațional. Situate mai ales în haloul care înconjoară planul galactic, ele cuprind cele mai vechi stele din galaxie. Aceste stele din populația II sunt foarte evoluate, dar cu o metalicitate scăzută. Clusterele sunt atât de vechi încât orice stea mai mare decât clasa G sau F va fi evoluat deja în afara secvenței principale. În clusterele globulare se găsește puțin praf sau gaz liber, astfel încât în ele nu are loc nicio formare de stele noi. Densitățile stelare din regiunile interioare ale unui cluster globular sunt foarte mari în comparație cu regiuni precum cele din jurul Soarelui.
Ca și în cazul roiurilor deschise, stelele din roiurile globulare au avut probabil o origine comună. Spre deosebire de roiurile deschise, roiurile globulare rămân în mod normal coerente din punct de vedere gravitațional pe tot parcursul vieții lor. Stelele din interiorul lor nu sunt dispersate în afara clusterului. Calea noastră Lactee are aproximativ 200 de roiuri globulare. Printre exemplele proeminente se numără 47 Tuc, M4 și Omega Centauri, deși există unele dezbateri cu privire la faptul că aceasta ar putea fi, de fapt, o galaxie pitică sferoidală capturată.
Vârstele roiurilor și secvența principală de vârstă zero
Aglomerările stelare sunt deosebit de importante deoarece permit astronomilor să verifice modelele de evoluție stelară și vârstele stelelor. Să ne uităm mai întâi la roiurile deschise pentru a înțelege de ce este așa.
Stelele dintr-un roi deschis au o origine comună dintr-o anumită nebuloasă. Prin urmare, ele împărtășesc aceeași metalicitate inițială, astfel încât orice efect al acesteia asupra evoluției stelare este efectiv același pentru membrii clusterului. Un alt aspect important este faptul că toate stelele din cadrul unui roi se află efectiv la aceeași distanță față de un observator de pe Pământ. Chiar dacă un cluster poate avea un diametru de câțiva parsecs, această dimensiune este nesemnificativă în comparație cu distanța mult mai mare a clusterului față de Pământ. Dacă facem citiri fotometrice pentru stelele din cluster, magnitudinea aparentă a fiecăreia dintre ele ne permite, de asemenea, să deducem luminozitatea absolută relativă a membrilor clusterului. Stelele care apar mai strălucitoare în cadrul unui cluster sunt în mod intrinsec mai luminoase decât membrii mai slabi.
Astronomii folosesc acest fapt pentru a obține o diagramă culoare-magnitudine pentru un cluster. Aceasta este pur și simplu o diagramă HR care trasează magnitudinea aparentă, de obicei V (sau mV) pe axa verticală față de indicele de culoare, B – V pe orizontală. Cu ajutorul paralaxei spectroscopice, ei pot apoi calibra diagrama pentru a obține valori pentru magnitudinea absolută, M sau MV. Făcând acest lucru pentru mai multe roiuri deschise, am găsit un rezultat interesant. Imaginile de mai jos prezintă câteva roiuri deschise. În stânga avem h + χ Persei, un cluster deschis dublu în care cele două clustere, aflate la o distanță de 2.200 de parseci, sunt separate doar de aproximativ 30 de parseci. Imaginea din dreapta arată M67. Observați vreo diferență între cele două imagini?
Dacă am trasa aceste clustere deschise și altele pe o diagramă HR, am obține diagrama de mai jos. Deoarece clusterele se află la distanțe diferite, acesta a fost calibrat la magnitudinea absolută.
Dacă studiați această diagramă cu atenție, veți observa o nouă scală pe axa verticală din dreapta. „Anii” de aici se referă la vârsta clusterului. Un cluster precum h + χ Persei este atât de tânăr încât majoritatea stelelor sale se află încă pe secvența principală – nu s-au stins încă. Pleiadele, fiind puțin mai vechi, nu mai are stele mai fierbinți decât indicele de culoare 0 (clasa spectrală A0) pe secvența principală. Membrii mai masivi ai roiului au evoluat deja de pe secvența principală spre ramurile gigantice. M67, un roi deschis foarte vechi, nu mai are nicio stea mai fierbinte decât indicele de culoare +0,4 pe secvența principală. De o importanță majoră este punctul de cotitură de pe diagramă în care clusterul iese din secvența principală. Cu cât mai jos pe secvența principală se află punctul de cotitură, cu atât mai vechi este clusterul.
Când o stea realizează pentru prima dată fuziunea hidrogenului din nucleu și apare pe secvența principală, se spune că are vârsta zero. Secvența principală de vârstă zero (ZAMS) este secvența principală a tuturor stelelor atunci când acestea se formează inițial într-un cluster. Cu cât se află mai sus pe secvența principală, cu atât steaua este mai masivă.
Pentru că roiurile globulare sunt, în general, mult mai vechi decât roiurile deschise, diagramele lor de magnitudine-culoare arată stele mai evoluate. De asemenea, acestea nu mai au stele cu masă mare pe secvența principală. Diagrama de culoare-magnitudine de mai jos pentru M55 ilustrează acest aspect.
Interesant este faptul că, dacă studiați diagrama de mai sus, vedeți un grup de stele fierbinți care par să se afle pe secvența principală deasupra punctului de cotitură. Acestea sunt, de fapt, cunoscute sub numele de „blue stragglers”. Datorită densităților stelare ridicate din cadrul roiurilor globulare, astronomii cred că unele stele pot coaliza și fuziona între ele. Prin urmare, masa combinată face ca noua stea să fie mai fierbinte (mai albastră) și mai strălucitoare decât cea mai mare parte a stelelor.
.