En mi serie de artículos sobre el Big Bang escribíLas estrellas más antiguas tienen 13 mil millones de años. ¿Como sabes eso? En la vida humana, una estrella no cambia, independientemente de la supernova, en el rango de precisión de medición. ¿Cómo sabes la edad de una estrella?
De hecho, es extremadamente difícil para una sola estrella determinar su edad; En el mejor de los casos, se puede estimar una vida útil aproximada de sus minerales (como el contenido de los elementos que se formaron por primera vez en las estrellas) y especialmente el contenido de litio (que se descompone en las estrellas): la parte exterior de la mayoría de las estrellas no ha cambiado químicamente desde su formación y formación. Por tanto, la metalicidad es una forma del gas a partir del cual se creó una vez. Sus minerales, a su vez, dependen de cuánto tiempo tuvieron las generaciones anteriores de estrellas para enriquecerlas con minerales.
Relaciones estables
La situación es bastante diferente con los cúmulos estelares, que se pueden fechar bien con la ayuda del diagrama de Hertzsprung-Russell, porque las estrellas de diferentes masas y, por lo tanto, la capa espectral evolucionan a diferentes velocidades. La rapidez con la que lo hacen, a su vez, se puede formar muy bien: las estrellas en general pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, mientras que el hidrógeno se fusiona para formar helio. Apenas cambian: el hecho de que permanezcan en la secuencia principal (o cerca de ellos) no significa más que que su tamaño y temperatura permanezcan constantes. Esto significa que también debe haber condiciones estables en el interior: la presión, la temperatura y el volumen involucrados en los procesos de fusión y fusión (para el hidrógeno, hay dos tipos de estos procesos con diferentes eficiencias según la temperatura: la cadena protón-protón y el ciclo CNO) no cambian.
De esta manera se puede calcular cuánto tiempo está encendida una estrella en la secuencia principal: la potencia radiante muestra la cantidad de hidrógeno quemado por segundo; La magnitud del co-volumen en fusión se puede estimar a partir de las condiciones de presión y temperatura en el interior, que se pueden calcular a partir de la masa y el volumen de la estrella, y la presión hidrostática (peso) aumenta con la profundidad y la energía irradiada por la estrella.
Edad τEsclerosis múltiple De una estrella de masa M, aproximadamente en la secuencia principal
τEsclerosis múltiple = 1010 (M / m☉)-2,5 Años
Donde m☉ Es la masa solar, donde la ecuación para las estrellas supermasivas no encaja del todo, pero lo hace bien hasta 10 masas solares. Por tanto, la masa solar tiene una vida útil de 10 mil millones de años. Más específicamente, el tiempo para la clase magistral se ve así:
La duración teórica de la supervivencia en la secuencia principal en años representada frente a la masa estelar en masas solares (según las simulaciones de varios autores; la curva se aplica a estrellas que tienen el mismo mineral que el Sol). Las estrellas tienen la mitad de la masa solar de los 10 restantes.11= 100 mil millones de años en la secuencia principal, nuestro Sol alrededor de 1010= 10 mil millones, mientras que las estrellas con 100 masas solares solo duran 3 millones de años. Foto: Alberto Buzzoni, “Características ultravioleta de las galaxias primordiales: modelos teóricos de la estructura del cúmulo estelar”, arXiv.
Torcedura de la edad estelar
Suponga que ahora tiene una mezcla de todos los tipos de estrellas posibles a medida que aparecen en un cúmulo de estrellas y mira a sus defensores de recursos humanos para diferentes edades. Luego, la secuencia principal se elimina cada vez más de estrellas más masivas comenzando en la parte superior izquierda, porque cuanto mayor es la masa, antes termina el tiempo de la secuencia principal. Luego, las estrellas se desarrollan hacia la derecha o arriba a la derecha (más frías, su brillo aumenta, se convierten en gigantes). Entonces, la clase principal se está volviendo cada vez más a la derecha hacia los Gigantes con la edad. La curva que alinea las estrellas se llama cúmulo estelar. Isomonina, ¿Qué líneas se parecen a (Yo asi= Igual a (la edad de la estrella)Chronos= Hora). El equilibrio teórico se ve así:
El tiempo teórico de los cúmulos de estrellas para diferentes cúmulos es idéntico en el diagrama de Hertzprung-Russell. De hecho, las estrellas más masivas se transformaron en la rama gigante después de 5 millones de años, cuando las estrellas menos masivas aún no habían alcanzado la secuencia principal. A medida que aumenta la edad del racimo, cambia el punto de torsión. Punto de parada ARRIBA) gradualmente hacia abajo. Por lo tanto, la edad del cúmulo de estrellas se puede leer en su punto de partida. imagen: Wikimedia CommonsEvan Ramírez CC BY 4.0.
