Observationer af stjernehobe, leverer beviser for udviklingen af stjerner med forskellige masser. Husk fra kapitel 14, at når en interstellar sky falder sammen, går den i stykker, og danner ikke en, men mange stjerner med forskelige masser. Ty typer stjernehobe, der er blevet observeret siden de tidligste teleskoper, er kuglehobe og åbne hobe. Kugleformede stjernehobe er tætte samlinger af hundredtusinde til millioner af stjerner (se figur 16.20a). Åbne stjernehobe, er mindre sammenbundne samlinger af et par dusin til et par tusinde stjerner (se figur 16.20b).
Stjernehobenes alder
I 1920’erne, begyndte astronomer at optegne den observerede lysstyrke mod spektraltypen, for så mange stjerner som muligt i hver hob. De resulterende hobe H-R diagrammer, viste alle stjerner i alle kategorierne i H-R ”lærebogs” diagrammet (se figur 12.16). Da alle stjernerne i en hob, er i omtrent samme afstand fra Jorden, er forskellen mellem den observerede lysstyrke og den faktiske lysstyrke, stort den samme for alle stjernerne. Ved at sammenligne hovedserien på det observerede H-R diagram, med hovedserien på standard H-R diagrammet, kunne astronomerne estimere afstanden til hoben.
Astronomerne indså også, at stjernehob H-R diagrammet, gav spor til de nyligt udviklede teorier om stjernernes udvikling. Alle stjernerne i en hob, blev næsten alle sammen dannet på samme tidspunkt, så hvis man iagttager en hob, der blev dannet for 10 millioner år siden, viser hvordan stjernerne med alle mulige masser, udvikler sig i løbet af de første 10 millioner år, efter de er blevet dannet. Med andre ord, en iagttagelse af en hob 10 milliarder år efter den blev dannet, viser hvad der bliver af stjerner med forskellige masser, efter 10 milliarder år. Figur 16.21a, viser et H-R diagram for en meget ung hob, NGC 6530. O, B og A stjerner ligger i hovedserien; F til M med lavere masser, er stadig under udvikling på vej mod hovedserien. Der er ikke nogle røde kæmper eller hvide dværge. I modsætning hertil, viser figur 16.21b H-R diagrammet for en meget gammel hob, M55. Der er ingen tunge stjerner i hovedserien, fordi de alle har udviklet sig ud af den, men der er stjerner på de horisontale, røde kæmpe og asymptotiske kæmpe grene, samt i den nederste del af hovedserien. Denne kugleformede hob, er omkring 12 milliarder år gammel; kugleformede hobe, er blandt de ældste astronomiske objekter, som er kendt.
Selvfølgelig, kan astronomer ikke observere en enkelt stjernehob over millioner af år, men de kan observere forskellige stjernehobe, med forskellige aldre. De undersøger udviklingen af stjernehobe mere systematisk, ved at undersøge H-R diagrammet for en simuleret stjernehob (se figur 16.22) med 40.000 stjerner, som den ser ud ved flere forskellige aldre, og sammenligner derefter resultaterne, med observerede H-R diagrammer for faktiske stjernehobe. I figur 16.22a, er stjerner med alle masser, placeret på 0-tidens hovedserie, hvor de begynder deres liv i hovedserien. De stigende masser på stjernerne i hovedserien er angivet. En faktisk stjernehobs H-R diagram, vil aldrig se ud som det i figur 16.22a, da ikke alle stjernerne i en faktisk stjernehob, når hovedserien på nøjagtig samme tid. Stjernedannelse i en molekylær sky, er spredt ud over flere millioner år, og det tager lang tid for lette stjerner, at begynde deres liv i hovedserien. H-R diagrammet for en meget ung stjernehob, viser typisk mande lette stjerner placeret langt over hovedserien.
Jo tungere stjerner er, jo kortere vil dens ophold i hovedserien være. Efter kun 4 millioner år (se figur 16.22b), er alle stjerner med masser større end 20 M udviklet sig videre fra hovedserien, og spredes nu ud over toppen af H-R diagrammet. De tungeste stjerner er allerede forsvundet helt fra H-R diagrammet som supernovaer. I takt med at tiden går videre, udvikler stjerner med lavere og lavere masser bort fra hovedserien. Når stjernehoben er 10 millioner år gammel (se figur 16.22c), forbliver kun stjerner med mindre end 15 M
sig i hovedserien. Placeringen af den tungeste stjerne, der forbliver i hovedserien, hedder hovedserieafvigelsen. Som stjernehoben bliver ældre, går hovedserieafvigelsen længere og længere ned i hovedsekvensen, til stjerner med lavere og lavere masse.
Som stjernehoben ældes (se figur 16.22d og e), vises detaljerne i alle faser af stjernernes udvikling. Når stjernehoben er 10 milliarder år gammel (se figur 16.22f), begynder stjerner med masser på kun 1 M at dø. Stjerner lidt tungere end dette, ses som røde kæmper af forskellig type. Bemærk, hvor få superkæmper og kæmpestjerner der er til stede i nogle af stjernehobens H-R diagrammer. Superkæmperne, kæmperne, de horisontale og asymptotiske kæmpefaser i stjernernes udvikling, passerer så hurtigt i sammenligning med en stjernes liv i hovedserien, at selvom denne simulerede stjernehob startede med 40.000 stjerner, ses kun en håndfuld af disse stjerner i disse faser af stjernernes udvikling på ethvert tidspunkt. Tilsvarende, tager det kun en nydannet hvid dværg omkring 20.000 år af afkøle så meget, at den forsvinder fra bunden af disse diagrammer. Selvom størstedelen af de udviklede stjerner i en gammel stjernehob er hvide dværge, der det kun ganske få af disse stjerner der ikke er afkølet og falmet bort for al fremtid. Flere af disse udviklede stjerner kan ses, i den større kuglehob M55 i figur 16.21b.
Stjernehobudviklingsmodeller viser sekvensen af alderen på en stjernehob, og er dermed et kraftfuldt og nyttigt redskab, til at studere en stjernehob. For astronomer der observere en stjernehob, angiver placeringen af hovedserieafvigelsen, straks stjernehobens alder. Figur 16.23 viser de observerede H-R diagrammer for flere faktiske stjernehobe. Når du ved hvad det er du skal kigge efter, er forskellen mellem unge og gamle stjernehobe åbenlys. NGC 2362 er tydeligvis en ung stjernehob. Dens samling af tunge unge stjerner viser, at den kun er nogle få millioner år gammel. I modsætning hertil, har stjernehoben M55 en hovedserieafvigelse der angiver, at dens alder er omkring 11 milliarder år. Når H-R diagrammerne for åbne stjernehobe studeres, observeres der en bred vifte af aldre. Nogle åbne stjernehobe, indeholder de kortlivede O- og B-stjerner, og er derfor meget unge. Andre åbne stjernehobe, indeholder stjerner der er noget ældre end Solen. Men selv de yngste kuglehobe, er flere milliarder år ældre, end de ældste åbne stjernehobe.
Denne forståelse af stjernernes udvikling, gælder selv når grupper af stjerner er så langt væk, at individuelle stjerner ikke kan ses. Selvom der dannes langt færre tunge stjerner i en stjernehob, end der dannes lette stjerner, er de tunge stjerner langt stærkere lysende, end de lette stjerner, som forbliver i hovedserien. Som et resultat af det, dominerer de tungeste og stærkest lysende stjerner som er til stede, lyset fra en stjernehob. Hvis stjernehoben er ung, kommer det meste af lyset fra kraftigt lysende, varme, blå stjerner. Hvis stjernehoben er gammel, har lyset fra hoben farven fra røde kæmper og relativt kølige lette stjerner.
Stjerner med forskellig alder og forskellig kemisk sammensætning
Som altid, skal generelle udtalelser af den slags som vi er kommet med i dette afsnit, tages med forbehold. Unge stjernehobe, kan godt indeholde meget stærkt lysende røde superkæmper, og stjerner med en lavere mængde af tunge grundstoffer i deres atmosfærer, ser ofte markant mere blå ud, end deres mere kemisk berigede modparter. Alligevel, kan astronomer normalt finde ud af noget om en gruppe stjerners egenskaber, ud fra deres overordnede farve. Forbindelsen mellem farve og specifikke egenskaber vil være nyttig, når vi begynder at se på meget større samlinger af stjerner, kaldet galakser. En gruppe stjerner med lignende aldre og andre fælles karakteristika, kaldes for en stjernepopulation. En særligt blå galakse, eller en del af en galakse, betyder ofte, at galaksen indeholder en ung stjernepopulation, som stadig indeholder varme, stærkt lysende, blå stjerner, der er blevet dannet for nylig. I modsætning hertil, er en galakse eller en del af en galakse, som har en rødlig farve, primært sammensat af en gammel stjernepopulation.
Som tidligere nævnt, afhænger en stjernes udvikling, af dens kemiske sammensætning, såvel som dens masse. Detaljerede sammenligninger mellem modeller af og observerede stjernehobes H-R diagrammer, skal tage højde for mængden af tunge grundstoffer i atmosfæren på hobens stjerner, så vel som hobens alder. Ud over, at gruppere stjerner efter deres alder, hvorfor så fokusere på deres kemiske sammensætning? Husk fra tidligere, at alle grundstoffer der er tungere end bor, dannes ved nukleosyntese i stjernerne. Af denne grund, tilvejebringer mængden af tunge grundstoffer i det i det interstellare medium, en fortegnelse over den kumulative mængde af stjernedannelse, som har fundet sted indtil nu. Gas, der udviser store mængder af tunge grundstoffer, har gennemgået en stor del behandling i stjerner – så den indeholder mere ”genanvendt” materiale. Gas med lave mængder af tunge grundstoffer, er mere urørte.
Således, giver mængden af tunge grundstoffer i en stjernes atmosfære, et øjebliksbillede af den kemiske sammensætning af det interstellare medium på det tidspunkt, hvor stjernen blev dannet (På hovedseriestjerner, blandes materiale fra kernen ikke med materiale i atmosfæren, så mængden af tunge grundstoffer der kan udledes fra stjernens spektrum, er den samme som sammensætningen i den interstellare gas, hvorfra stjernen blev dannet). Den kemiske sammensætning af en stjernes atmosfære, afspejler den kumulative mængde af stjernedannelse, der har fundet sted indtil det øjeblik. Stjerner i kuglehobe, indeholder kun meget små mængder tunge grundstoffer; nogle kuglehobstjerner, indeholder kun 0,5 procent så meget af disse grundstoffer, som Solen gør, hvilket indikerer at de var blandt de første stjerner der blev dannet. Åbne stjernehobe er yngre, og indeholder stjerner der er dannet af mere beriget interstellart medium, og derfor har de større mængder af de tunge grundstoffer.
Selv de ældste kuglehobstjerner, indeholder nogle mængder tunge kemiske grundstoffer. Der skal have være mindst en generation af tunge stjerner, der levede og døde, udstødte nyligt syntetiserede tunge grundstoffer i rummet, før selv de ældste kuglehobe blev dannet. Endvidere, er hver dannet stjerne der har en masse mindre end cirka 0,8 M, stadig at finde den dag i dag. Bemærk dog, at selv en kemisk rig stjerne som Solen, der er lavet af gas der er blevet behandlet gennem 9 milliarder år af tidligere generationer af stjerner, stadig består af mindre end 2 procent tunge grundstoffer. Lysende stof i universet, er stadig domineret af hydrogen og helium, som blev dannet før de første stjerner. I de kommende kapitler, vil du lære, at disse kemiske variationer i stjerners kemiske indhold, indikerer meget om den kemiske udvikling af galakser.