Откъде знаем възрастта на звездите

Има само една звезда, на която сме почти сигурни, че знаeм правилната възраст, и това е Слънцето.

Получаването на тази стойност за всяка друга звезда – от много младите до много старите – е въпрос на хитроумни модели, които се опитват да я наместят в хубав спретнат калъп. И въпреки че този метод често работи, далеч не е перфектен и в крайна сметка зависи от това колко знаем за самата звезда. Дори когато става дума за собственото ни Слънце, има много неща, с които не сме наясно.

Но възрастта на звездите е важен фактор, който трябва да се разбере и на теория е доста лесно да си дадем сметка какво трябва да търсим. На практика обаче нещата са по-трудни…

Слънчеви петна, заснети с любителски слънчев телескоп

През по-голямата част от живота си, една звезда ще синтезира водород. Колко дълго ще продължи това зависи от масата й – но не по очевиден начин.

Масивните звезди имат повече гориво за изгаряне, но също така излъчват и много повече енергия. За да не се сринат върху себе си, те трябва да горят много повече от звезди като Слънцето, така че ще преминат през споменатото гориво за много по-кратко време. По-малките звезди пък ще усвоят горивото по-бавно, тъй като не трябва да го изгарят толкова бързо, за да поддържат вътрешното си равновесие.

Въз основа на това можем сами да видим, че има закон, който свързва възрастта с масата на една звезда. Това е полезен начин да стигнете до някакъв вид оценка. Важно е да се знае, че независимо от размера си, когато една звезда започне да освобождава енергия поради вътрешен ядрен синтез на водород, тя ще принадлежи към група, наречена Главна последователност.

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел

Терминът идва от разпределението на тези звезди върху диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (ХР). На вертикалната ос е осветеността на тези обекти, а на другата цветовият индекс (или температурата, или звездната класификация). Синьо-белите звезди са най-големите и горещи, горе вляво, а червените джуджета са долу вдясно. Слънцето е някъде по средата. Когато звездите се отдалечат от главната последователност, те стават червени гиганти (и след това свръхгиганти), така че тяхната яркост остава същата, но цветът им се променя. Тази информация може да бъде много полезна, когато става въпрос за оценка на тяхната възраст.

Ако имате група от звезди в клъстер, те вероятно са се образували приблизително по едно и също време. Ще имате по-голям брой малки звезди, отколкото големи, но през година 0 бихте очаквали всичките да са в главната последователност.

Сега, ако отидете и ги проверите известно време по-късно, определен брой от тях ще са се преместили извън последователността. Като ги начертаете върху диаграмата на ХР можете да намерите точно кога са се отбили от нея. Ако в този клъстер тази точка е звезда като Слънцето, бихте предположили, че клъстерът е на около 10 милиарда години, тъй като толкова дълго се очаква Слънцето да остане в главната последователност.

Очевидно обаче този сравнителен подход не би бил полезен, ако имаме сами звезди. В такъв случай една друга техника може да ни бъде полезна: астеросеизмологията. Звездите превръщат водорода в хелий, така че по-старата звезда ще има повече хелий и звуковите вълни в нея ще се разпространяват по различен начин. И от това вече може да се предположи възрастта.

Има и методи, които разглеждат въртенето на звезда и от това правят заключение за възрастта й. Този подход изглежда работи за звездите от главната последователност с ниска маса.

За звезди, които са твърде млади, за да бъдат на ХР, е възможно да се познае възрастта въз основа на наличието на материал около тях или на каква фаза са, преди да станат „по-спокойни“ и да навлязат в главната последователност.

Тези методи пряко или косвено разчитат на това, което знаем за Слънцето. Колкото повече научаваме за нашата малка жълта звезда, толкова по-добре ще разбираме всички звезди във Вселената.