33. Изохроны. Определение возрастов шаровых скоплений

Из рис. 42 видно, что положение той или иной звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и временем, прошедшим от момента, когда звезда зажглась (на самом деле есть и другие факторы, влияющие на положение звезды на диаграмме Г-Р, например, начальный химический состав, от которого зависит темп эволюции звезды, и т.д., но для простоты изложения мы не будем на них заострять внимание). Это соображение подсказывает идею, что по положению звезды на диаграмме спектрсветимость можно определить ее возраст. Однако таким путем установить однозначно возраст одиночной звезды затруднительно, т.к. она описывает извилистый трек на диаграмме ГР. Более надежно определяется возраст группы звезд, если известно, что они родились одновременно. Суть метода заключается в следующем.

Рассмотрим группу звезд с разными массами, но родившимися в один и тот же момент времени. Поставим вопрос: как будет эволюционировать со временем диаграмма ГР, построенная по этим звездам? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно рассчитать треки для каждой звезды и соединить линиями точки на треках для звезд различных масс, соответствующие определенным моментам времени. Эти линии называются изохронами (рис. 43). Они указывают положение на диаграмме спектрсветимость звезд одинаковых возрастов, но разных масс,

С помощью метода изохрон и определяются возрасты звездных скоплений. Для этого сетку изохрон накладывают на диаграмму ГР, построенную по звездам исследуемого скопления, и подбирают изохрону, наилучшим образом совпадающую с наблюдаемой диаграммой. На рис. 44 приведена диаграмма ГР для шарового скопления M68, на которую наложены изохроны, рассчитанные для моментов времени 8, 10, 12, 16 и 18 млрд. лет, прошедших после рождения звезд. Как видно из сравнения теоретических изохрон с наблюдаемой диаграммой, наилучшее совпадение имеет место, если принять возраст скопления примерно 12 млрд. лет.

Наиболее старые ШС имеют возрасты ~ 16 млрд. лет.

Особо подчеркнем, что диаграмма ГР для шаровых скоплений получается весьма надежно. В самом деле, поскольку шаровые скопления расположены на расстояниях, существенно превышающих их размеры, то можно считать, что все звезды скопления одинаково удалены от нас. Тогда для построения диаграммы ГР шарового скопления можно ограничиться видимой звездной величиной, которая, как говорилось выше, измеряется достаточно легко и с хорошей степенью точности.

Для дальнейшего важным является вопрос о том, насколько оправдано предположение, что звезды скопления имеют одинаковый возраст. Далее будет показано, что время между столкновениями звезд, как говорят, поля Галактики (звезд, не входящих в скопления)  время свободного пробега  на несколько порядков превышает возраст Вселенной. Это означает, что скопление не может образоваться вследствие скучивания случайных звезд поля, так как между ними фактически нет достаточного взаимодействия. Звезды скопления генетически связаны, имеют общее происхождение. Разброс индивидуальных возрастов звезд, входящих в скопление, мал. Таким образом, действительно можно считать, что звезды скопления родились примерно в один момент времени.

Сравнение диаграммы ГР для скоплений с изохронами позволяет также судить о глубине перемешивания вещества в звездах. Напомним, что если в звезде происходит полное перемешивание, то на диаграмме спектрсветимость она описывает трек влево. Тогда изохроны также должны загибаться влево. Если нет полного перемешивания, то изохроны должны загибаться вправо. Для наблюдаемых скоплений реализуется последняя ситуация. Следовательно, полного перемешивания вещества в звездах нет. Это означает, что химический состав поверхностных слоев звезд (оговоримся, одиночных) мало меняется в процессе эволюции.