WikiDer > Звездная изохрона
 | Эта статья нужны дополнительные цитаты для проверка. (июнь 2013) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения) |
В звездной эволюции изохрона кривая на Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, представляющий совокупность звезд одного возраста.[1]
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела отображает светимость звезды в зависимости от ее температуры или, что эквивалентно, ее цвета. Звезды меняют свое положение на диаграмме ЧСС на протяжении всей жизни. Новорожденные звезды низкой или средней массы рождаются холодными, но очень яркими. Они сжимаются и тускнеют по Трасса Хаяши, уменьшая светимость, но оставаясь примерно на той же температуре, пока не достигнет главная последовательность напрямую или проходя через Хеньей трек. Звезды эволюционируют относительно медленно вдоль главной последовательности, поскольку они синтезируют водород, и по прошествии большей части своей жизни все звезды, кроме наименее массивных, становятся гигантами. Затем они быстро развиваются к своим звездным конечным точкам: белым карликам, нейтронным звездам или черным дырам.
Изохроны можно использовать до настоящего времени открытые кластеры потому что все их участники примерно одного возраста.[1] Если начальная функция масс открытого скопления известно, изохроны могут быть рассчитаны для любого возраста, взяв каждую звезду в начальной популяции, используя численное моделирование, чтобы продвинуть ее вперед до желаемого возраста, и нанести светимость и звездную величину звезды на диаграмму HR. Полученная кривая представляет собой изохрону, которую можно сравнить с данными наблюдений. диаграмма цвет-величина чтобы определить, насколько хорошо они совпадают. Если они хорошо совпадают, предполагаемый возраст изохроны близок к фактическому возрасту скопления.
Рекомендации
- ^ а б Фребель, Анна (2015), В поисках древнейших звезд: древние реликвии из ранней Вселенной, Princeton University Press, стр. 149, ISBN 1400874289.