A halmazok definíciója, hogy csillagaik gravitációsan kötődnek egymáshoz, de mint látni fogjuk, ez adott esetben nem feltétlenül tart addig, míg az utolsó csillagok is „kihunynak” benne. Alapvetően a csillaghalmazok két típusát különböztetjük meg: a nyílthalmazokat és a gömbhalmazokat. A gömbhalmazokról korábban már részletesen írtam. A továbbiakban, így kizárólag csak a nyílthalmazok témakörére fogok szorítkozni.
Talán az égbolt egyik legismertebb nyílthalmaza az M45. Mi magyarok Fiastyúkként szoktunk emlegetni, mely a csibéivel a Bika csillagkép hátán ücsörög. A görögök Plejádoknak (Πλειάδες / Pleiades) nevezték, a mitológiai hét nővér után. A felkelő nap országában pedig Subaru-ként ismert ez a nyílthalmaz. Nincs olyan kultúra, ahol ne lenne valamilyen elnevezése, vagy ne kapcsolódna hozzá valamiféle történet. Az M45-ben a hosszú expozíciós felvételeken reflexiós ködök is megfigyelhetőek. Kezdetben azt gondolták, hogy ez még a csillagok keletkezése után maradt hátra. Azonban az újabb modellek alapján a halmaz túl idős ahhoz, hogy ezek a születés után hátra maradt ködfoszlányok még egyben maradhassanak. A kék forró csillagok sugárzása ezt már rég elfújta volna. Sokkal valószínűbb az a magyarázat, hogy a nyílthalmaz éppen egy sűrűbb csillagködön halad keresztül, mely visszaveri a tagok fényét, gyönyörködtetve ezáltal a szemlélőt. Fotó: Panik Zoltán Imre
A nyílthalmazok legfeljebb néhány ezer tagot számlálnak. A csillagászok becslése szerint a Tejútrendszerben a számuk akár a 100 ezret is elérheti. Ehhez a hatalmas számhoz képest azonban, mindössze alig néhány ezret ismerünk. Ennek legfőbb oka, hogy főként galaxisunk korongjának síkjához közel helyezkednek el. Jellemzően egyikük sincs 500-600 fényévnél távolabbra ettől. Tejútrendszerük korongjában viszont igen erős az intersztelláris anyag fényelnyelő és vörösítő hatása. De azt is érdemes megemlíteni, hogy a csillagokkal zsúfolt korongban nem is olyan egyszerű felismerni őket. A felsorolt három hatás kimondottan a galaktikus centrum irányában nehezíti meg a csillagászok dolgát. Összességében elmondható, hogy a becsült teljes népességhez képest csak igen kevés van hozzánk kellően közel, illetve kedvező helyzetben ahhoz, hogy alaposabban is tanulmányozhassák őket a kutatók. Vagy hogy éppen mi amatőrcsillagászok megfigyelhessük, lerajzolhassuk, vagy akár fotografikus portrét készíthessünk róluk. Vagy éppen csak egyszerűen gyönyörködhessünk bennünk.
Hogy a galaxison belül miért egy viszonylag vékony síkban, és a centrumtól nagyjából 16-65 ezer fényév sugárú tartományon belül helyezkednek el? Erre csillagrendszerünk története, a nyílthalmazok születési körülményei, és későbbi fejlődésük ad magyarázatot.
A legtávolabbi, korai galaxisok megfigyelésével szerzett eddigi információink, illetve a modellek alapján feltételezhető, hogy azokhoz hasonlóan a Tejútrendszer története is törpe szferoidális és szabálytalan alakú ős-galaxisok ütközésével és egyesülésével indult, melyek már tartalmazhattak csillagokat. A kezdetben szabálytalan alakú és kaotikus gázfelhőben nem volt kitüntetett keringési iránya a születő csillagoknak. Az összeolvadások révén jelentős tömegűvé duzzadt, összehúzódó felhőben idővel kialakult egy kitüntetett forgási irány, a forgás üteme pedig egyre gyorsult az impulzus megmaradás törvénye értelmében. Körülbelül 9 milliárd (8.8 ± 1.7 milliárd) évvel ezelőtt ez az egész folyamat egy lapos forgó korongba terelte a gázt és a port. Az így létrejött molekuláris korong gázfelhőiben később keletkező csillagok pályája már ezt a kitüntetett irányt és síkot örökölte. (Csak a pontosság kedvéért megjegyzem, hogy a Tejútrendszer még későbbi története során is bekebelezett más törpe galaxisokat.)
Az egyes nyílthalmazok csillagai mind ugyanabban a hatalmas molekula felhőben keletkeztek, és koruk is nagyjából hasonló. A tagok gravitációsan ugyan kötődnek egymáshoz, de ez a kapocs gyenge, és nem tart örökké. A legtöbb nyílthalmaz elég „instabil”, ami arra vezethető vissza, hogy tömegük nem elég nagy ahhoz, hogy csillagaikat hosszú időn át megtartsák. Márpedig, ha a halmazra érvényes szökési sebesség kisebb, mint az őt alkotó csillagok átlagos sebessége, akkor azok belső és külső hatásokra viszonylag könnyedén elszöknek. De milyen hatások érik az egyes csillagokat?
Természetes belső folyamat a csillagok közötti közeli találkozás, melynek révén, az adott csillag elég sebességre tehet szert, hogy legyőzze a halmazon belüli szökési sebességet. A halmaz „párolgásában” fontos szerepet játszik továbbá a galaxis árapály hatása is, illetve közeli találkozások a galaxis többi csillagával, halmazaival. De ezzel még nincs vége a sornak, ugyanis a hatalmas molekula felhők megközelítése, vagy azokon való áthaladása is erodálja a halmazt.
Egyes becslések szerint a nyílthalmazok 90%-ka már addigra felbomlik, mire a csillagai egyáltalán elhagyhatnék azt a molekula felhőt, amiben születtek. Az ezt túlélő halmazokra is azonban idővel hasonló sors vár. Hogy mikor oszlanak fel? Ez nagyban függ a kiindulási tömegüktől. Csak az igazán népes és sűrű nyílthalmazok – amiből pedig igen keveset ismerünk – érik meg a több milliárd éves kort. Ettől a kevés kivételtől eltekintve, a „születési megpróbáltatásokat” átvészelő nyílthalmazok többség is általában néhány 100 millió éves időskálán szétesik.
A felbomlott nyílthalmazok tagjai továbbra is hasonló pályán mozognak, mozgó csoporttá (moving group) válnak. Ilyen mozgó csoporthoz tartozik például a Göncölszekér 5 fényes csillaga is (Ursa Major Moving Group). Mozgásuk, azonos kémiai összetételük, azonos koruk a bizonyítéka, hogy valaha, egy mára már felbomlott, nagyjából 300-500 millió éve született nyílthalmaz tagjai voltak.
A Nagy Medve (Ursa Major) csillagkép részét képező Göncölszekérnek, az Ursa Major Moving Group magjához tartozó csillagai. A mozgó csoport centruma tőlünk nagyjából 80 fényévre található. Kiterjedését tekintve, a tagok egy 30 fényév nagytengelyű és 18 fényév kistengelyű ellipszoid alakú térrészt töltenek ki. A jelölteket is beleszámolva, valamivel több, mint 4 tucat csillagról lehet szó, melyek az égboltunkon viszonylag nagy szeletén szétszórva láthatunk (a Cepheus-tól egészen „le” a Déli Háromszög csillagképig), s melyek látszólag a Nyilas csillagkép egy meghatározott pontja felé tartanak. Kiemelném, hogy egy csillagokban gazdag nyílthalmaz könnyen akár 200 csillagot is számlálhat ekkora területen.
Foglaljuk tehát össze! Koruk a néhány millió, 10 millió, 100 millió éves nagyságrendtől körülbelül 10 milliárd évig tejed. A Tejútrendszer azon korszakának szülöttjei, amikor a csillagkeletkezés már a galaxis korongjában történt. Ezért itt koncentrálódnak, ennek síkjába. Azt a néhány, több milliárd éves nyílthalmazt leszámítva, melyek a többséghez képest jelentősen nagyobb tömeggel születtek, tagjaik a galaxisunk korához képest csak viszonylag rövid ideig maradnak együtt. A csillagok fémtartalma bennük magasabb, mint a Tejútrendszer ősi, öreg csillagjaié. A pályájuk mellett, így az is bizonyíték arra, hogy tagjaik inkább a Tejútrendszer fiatalabb csillaggenerációjának képviselői, I populációs csillagok. (Még az öregebb nyílthalmazok is gazdagabbak fémekben, mint a legősibb csillagok.)
De mi az a fémtartalom? Hogyan korrelál a csillag korával? Mi az az I populáció egyáltalán?
Walter Baade a II. világháborús elsötétítések miatt kiváló körülmények között dolgozhatott a világ akkor legjobb távcsövével. A Mount Wilson-on álló 100 hüvelykes távcsőre ma is legendaként tekintenek a csillagászok. Baade minden korábbinál nagyobb határfényességű képeket készített az Androméda-galaxisról, és igen meghatározó felismerést tett: a galaxis különböző területeire más-más típusú csillagok a jellemzők. Míg a karokban a kékes fényű csillagok domináltak a felvételein, addig a magvidéken a vörösebb, és halványabb csillagok. Bevezette a csillagpopulációk fogalmát. A fémekben gazdag csillagokat az I. populációba, míg a fémekben szegényeket II. populációba sorolta. A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Az 1940-es évek igen termékenyek voltak a csillagászat terén. Nemcsak a megfigyelő csillagászat élte a forradalmát, de a kutatók addigra megértették a csillagok energiatermelési folyamatait. A csillagok belső felépítésével és fejlődésükkel kapcsolatos első számítások is ehhez az évtizedhez köthetők. Még ha csak a kezdetekről is beszélünk. Idővel világossá vált a csillagászok számára mi is okozza a kémiai összetétel különbségét a populációk között. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála egyre dúsabb lett fémekben. Az újabb és újabb csillaggenerációk már egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, vélhetőleg annál ősibb objektum. A Baade féle populációk tehát csillaggenerációk, ahol az I. populáció a fiatalabb, a II. populáció pedig az idősebb csillagok tartoznak. Igaz, hogy napjainkra ezt a csoportosítást már tovább finomították, és nem csak két populációról szoktak beszélni, de a felismerés jelentőségéből ez mit sem von le.
Az utóbbi évtizedek égboltfelmérő programjai világítottak rá arra, hogy fémtartalom a galaxisunkon belül igen változatos képet mutat. Nagyban függ attól is, hogy az adott csillagok a galaxis mely területén helyezkednek el. Kiderült, hogy a Tejútrendszer a korábbi elképzelésekkel ellentétben bonyolultabb felépítésű. Vagyis, sokkal több kémiai és dinamikai értelemben is elkülönülő alrendszerből áll össze. Az egyes vidékeken más és más volt ütemben folyat a csillagok „fémszennyező” tevékenysége. A nagyobb fémtartalom, tehát nem törvényszerűen jelent egyértelműen fiatalabb kort. A csillag származási helye is sokat nyom a latban.
De miként tudják meghatározni a kutatók egy nyílthalmaz korát? A 30 millió évnél idősebbek esetén a gömbhalmazoknál már ismertetett metódust alkalmazzák a csillagászok.
A módszer lényege, hogy fotometriai vizsgálatoknak vetik alá a nyílthalmaz csillagait, és felrajzolják annak szín-fényesség diagramját (Color Magnitude diagram – CMD), mely tulajdonképpen a Hertzsprung-Russel diagram (HRD) „gyakorlatias” változata. A vízszintes tengelyen két különböző szűrővel mért fényesség értékek különbsége kerül feltüntetésre a színképosztály helyett. (Ezt a csillag egyfajta színének lehet ezt tekinteni.) A függőleges tengelyen pedig ezek közül az egyik színszűrővel felvett fényességérték szerepel.
A halmaz szín-fényesség diagramja sok mindent elárul annak koráról, ugyanis az egyszerre született és azonos fémtartalomú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ. A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és hamarabb el is elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton. Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé.
Ahogy idősödik az adott csillaggeneráció, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” az óriás ág felé, így az adott generáció kora meghatározható. Az Myr millió évet, a Gyr milliárd éveket jelent. Animáció forrása: http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html
A fotometria eredményeiből megalkotva a szín-fényesség diagramját egy adott halmaznak, az előbb említett pontnak a meghatározásával, illetve a csillagfejlődési elméletek jósolta izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a szín-fényesség diagramon az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli.
Különböző korú nyílthalmazok szín-fényesség diagramja. Kép forrása: Australia Telescope Outreach and Education
Az NGC6791 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja, és az azokra illesztett 3 különböző izokron. A vörös 7.7 milliárd évnek, a kék 8.2 milliárd évnek, a fekete 9 milliárd évnek felel meg. A diagram függőleges tengelyén a V szűrővel mért fényesség, még a vízszintes tengelyen a különböző szűrőkkel felvett fényességek különbségei láthatók. A B (kék), V (vizuális), I (közeli infravörös) fényességek különbségeit színeknek is tekinthetjük. Balra a „kékebb”, jobbra a „vörösebb” csillagok találhatók. Az ábrán jól látható, ahogy a fősorozat egyszer csak véget ér, és elkanyarodik az óriás ág felé. Adott kémiai összetétel és kor esetén, ezeknek a csillagfejlődési elméletekből számított görbéknek a mentén kell elhelyezkedniük a csillagoknak a szín-fényesség diagramon. Amennyiben a nyílthalmaz 7.7 milliárd, 8.2 milliárd, vagy éppen 9 milliárd éves lenne. Forrás: F. Grundahl és mások
Lehetőség szerint a nyílthalmaz csillagait spektroszkópiai elemzésnek is alávetik, vagyis információt nyernek a csillagok kémiai összetételéről (fémtartalmáról). Ne feledjük, ahogy fentebb már utaltam rá, az újabb csillaggenerációk már a korábbiak által legyártott elemekkel beszennyezett gázfelhőkből alakultak ki. A csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a szín-fényesség diagramon a fémekben szegény csillag, mint a fémekben gazdagabb az idő előrehaladtával. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Más-más kémiai összetételekhez, más-más izokron tartozik.
A nagyon fiatal nyílthalmazok esetében kissé más módszer a célravezetőbb, bár ez is a halmaz szín-fényesség diagramján alapszik. Az azonos korú, azonban eltérő tömegű csillagok fejlődési sebességének különbsége már „embriókorukban” is megmutatkozik. A hideg molekuláris gázfelhőkben születő csillagoknak időre van szükségük, hogy kellően összesűrűsödve, magjukban beinduljon a hidrogén fúziója. Egy nagytömegű csillag esetén ehhez nagyjából 100 ezer év szükséges. A kisebb tömegűeknél viszont akár több 10 millió évig is eltarthat, míg elérik a fősorozatot. A nagyon fiatal halmazokban tehát a fősorozat előtti csillagokat keresnek a kutatók, majd a csillagfejlődési elméletek által szolgáltatott lehetséges izokronokat ezekre illesztik a diagramon. Végül ezekből próbálják megállapítani a halmaz korát.
A fiatal halmazoknál, mivel még tartalmaznak fősorozat előtti csillagokat, meghatározható az is, hogy milyen időintervallumban születtek a csillagok a gázfelhőből. Alapvetően ez a legidősebb és a legfiatalabb csillag korkülönbsége. A módszer lényege leegyszerűsítve az, hogy a halmaz legidősebb csillagának tekintjük azt a csillagot, amelyik éppen elhagyja a fősorozatot (turn-off age), továbbá megkeressük a legfiatalabb fősorozat előtti csillagot (turn-on age). A kettő különbsége pedig jó közelítéssel megadja, hogy mennyi ideig is folyt csillagkeletkezés a halmazban.
Az NGC6910 nyílthalmaz szín-fényesség diagramja a fősorozat előtti csillagokkal, melyre a csillagászok különböző izokronokat illesztettek. A fentebb említette vizsgálatokat kutatók több csoportja is elvégezte, és bár az értékek kissé eltérnek, mégis jól közelítenek egymáshoz. Az NGC6910 életkora nagyjából 7 millió év, a tagok jelentős része pedig az első 3 millió éves időintervallumban született. Bár a keletkezés üteme később lassult, de még fél millió évvel ezelőtt is keletkeztek csillagok. Forrás: Bhavya B. és mások
Felhasznált irodalom:
Charles J. Lada, Elizabeth A. Lada: Embedded Clusters in Molecular Clouds