En stjärnhop är en grupp stjärnor som har ett gemensamt ursprung och som är gravitationsbundna under en viss tid. De är särskilt användbara för astronomer eftersom de ger ett sätt att studera och modellera stjärnornas utveckling och ålder. De två grundläggande kategorierna av stjärnkluster är öppna kluster, även kallade galaktiska kluster, och globulära kluster.
- Oppna eller galaktiska kluster
- Globulära kluster
- Klustrens ålder och nollålderns huvudföljd
Öppna (galaktiska) kluster
Öppna kluster har fått sitt namn på grund av att de enskilda stjärnorna som ingår i klustret är lätt upplösta genom ett teleskop. Vissa exempel som Hyaderna och Plejaderna ligger så nära varandra att de enskilda stjärnorna tydligt kan urskiljas med blotta ögat. De kallas ibland galaktiska kluster på grund av att de ligger på de dammiga spiralarmarna i spiralgalaxernas plan. Stjärnor i ett öppet kluster har ett gemensamt ursprung – de bildades från samma ursprungliga jättemolekylära moln. Kluster innehåller vanligtvis några hundra stjärnor även om detta kan variera från så lite som några dussin upp till några tusen.
Stjärnor inom ett öppet kluster är endast löst bundna av gravitationen. När klustret roterar runt galaxen sprids det så småningom på grund av gravitationsstörningar med andra andra objekt i galaxen. Även om vår sol troligen ursprungligen bildades i ett öppet kluster finns det nu inget märkbart kluster med närliggande stjärnor. Öppna kluster är därför vanligtvis relativt unga objekt. Vissa, t.ex. Plejaderna, uppvisar fortfarande tecken på nebulositet som tyder på att de har bildats nyligen. Stjärnor i öppna kluster tillhör population I, de är unga och har hög metallhalt. Kluster varierar från ett par till cirka 20 parsec i diameter.
Globulära kluster
Globulära kluster innehåller flera tusen till en miljon stjärnor i sfäriska, gravitationsbundna system. De ligger mestadels i den halo som omger det galaktiska planet och består av de äldsta stjärnorna i galaxen. Dessa population II-stjärnor är högt utvecklade men har låg metallhalt. Grupperna är så gamla att alla stjärnor som är högre än en G- eller F-klass redan har utvecklats från huvudsekvensen. Det finns lite fritt stoft eller gas i klotformiga stjärnhopar, så ingen ny stjärnbildning äger rum i dem. Stjärntätheterna i de inre regionerna av en globulär anhopning är mycket höga jämfört med regioner som de runt solen.
Som i öppna kluster har stjärnorna i klotformiga kluster förmodligen haft ett gemensamt ursprung. Till skillnad från öppna kluster förblir klotformiga kluster normalt sett gravitationellt sammanhängande under hela sin livstid. Stjärnorna i dem sprids inte ut ur klustret. Vår Vintergata har cirka 200 klotformiga kluster. Prominenta exempel är 47 Tuc, M4 och Omega Centauri, även om det finns en viss debatt om huruvida detta i själva verket kan vara en fångad dvärgspärrgalax.
Klusteråldrar och nollålders huvudföljd
Stjärnkluster är särskilt viktiga eftersom de gör det möjligt för astronomer att kontrollera modeller för stjärnornas utveckling och stjärnornas åldrar. Låt oss först titta på öppna kluster för att förstå varför det är så.
Stjärnor i ett öppet kluster har ett gemensamt ursprung från en viss nebulosa. De har därför samma ursprungliga metallitet, så varje effekt av detta på stjärnornas utveckling är i praktiken densamma för medlemmarna i klustret. En annan viktig punkt är att alla stjärnor i ett kluster befinner sig på samma avstånd från en observatör på jorden. Även om ett kluster kan vara några parsec brett är denna storlek obetydlig jämfört med klustrets mycket större avstånd från jorden. Om vi gör fotometriska avläsningar av stjärnorna i klustret kan vi genom den skenbara magnituden för varje stjärna också dra slutsatser om klustermedlemmarnas relativa absoluta ljusstyrka. De stjärnor som verkar ljusaste i ett kluster är i sig mer ljusstarka än svagare medlemmar.
Astronomer använder detta faktum för att få fram ett färg-magnituddiagram för ett kluster. Detta är helt enkelt ett HR-diagram där den synliga magnituden, vanligen V (eller mV), visas på den vertikala axeln mot färgindex, B – V, på den horisontella axeln. Med hjälp av spektroskopisk parallax kan de sedan kalibrera diagrammet för att få fram värden för den absoluta magnituden, M eller MV. Genom att göra detta för flera öppna kluster finner vi ett intressant resultat. Bilderna nedan visar några öppna kluster. Till vänster har vi h + χ Persei, ett dubbelt öppet kluster där de två klustren, som ligger 2 200 parsec från varandra, endast är åtskilda med cirka 30 parsec. Den högra bilden visar M67. Ser du några skillnader mellan de två bilderna?
Om vi plottar dessa öppna kluster och andra på ett HR-diagram får vi nedanstående plott. Eftersom klustren befinner sig på olika avstånd har det kalibrerats till absolut magnitud.
Om du studerar diagrammet noga kommer du att lägga märke till en ny skala på den högra vertikala axeln. ”Åren” här hänvisar till klustrets ålder. Ett kluster som h + χ Persei är så ungt att de flesta av dess stjärnor fortfarande befinner sig i huvudsekvensen – de har ännu inte slagit av. Plejaderna, som är något äldre, har inga stjärnor som är hetare än färgindex 0 (spektralklass A0) kvar på huvudföljden. De mer massiva klustermedlemmarna har redan utvecklats från huvudsekvensen till jättegrenarna. M67, ett mycket gammalt öppet kluster, har ingen stjärna som är hetare än +0,4 färgindex kvar i huvudsekvensen. Av central betydelse är den avstängningspunkt i diagrammet där klustret slutar med huvudsekvensen. Ju längre ner i huvudföljden som avstängningspunkten ligger, desto äldre är klustret.
När en stjärna först uppnår vätefusion i kärnan och dyker upp i huvudföljden sägs den vara nollårig. Huvudsekvensen med nollålder (Zero-age main sequence, ZAMS) är huvudsekvensen för alla stjärnor när de ursprungligen bildas i ett kluster. Ju högre upp i huvudsekvensen, desto massivare är stjärnan.
Då klotformiga kluster i allmänhet är mycket äldre än öppna kluster visar deras färg-magnituddiagram mer utvecklade stjärnor. De har också inga stjärnor med hög massa kvar på huvudföljden. Färgmagnituddiagrammet nedan för M55 illustrerar detta.
Intressant nog, om man studerar diagrammet ovan, ser man en grupp heta stjärnor som tycks befinna sig på huvudföljden ovanför avstängningspunkten. Dessa är i själva verket kända som blå eftersläntrare. På grund av den höga stjärntätheten i klotformiga kluster tror astronomer att vissa stjärnor kan växa samman och smälta samman. Den kombinerade massan gör därför den nya stjärnan varmare (blåare) och ljusare än huvuddelen av stjärnorna.
