Изохрона (астрономия)
Изохроны (от др.-греч. ἴσος — «равный» и χρόνος — «время») в астрономии — теоретические кривые на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, соединяющие положения звёзд одного возраста и химического состава, но разной массы. На наблюдаемых диаграммах Герцшпрунга — Расселла, например, для звёздных скоплений звёзды обычно выстраиваются вдоль определённых изохрон. Изохроны для звёздных скоплений можно использовать для определения параметров скоплений, таких как возраст и металличность.
Описание[править | править код]
На диаграмме Герцшпрунга — Рассела отмечаются звёзды в соответствии с их светимостью и температурой, либо эквивалентными им величинами, такими как абсолютная звёздная величина и показатель цвета[1][2].
Простейшая модель звёздного населения с точки зрения эволюции предполагает, что звёзды в ней сформировались в одно время из одинакового вещества, а отличаются только массой. Поскольку звёзды разной массы эволюционируют с разной скоростью, то при одинаковом возрасте они будут находиться на разных эволюционных стадиях, а на диаграмме Герцшпрунга — Рассела выстроятся вдоль кривой, которая и называется изохроной: от греч. ισο — «равный» и χρονος — «время»[3][4]. Данная модель, несмотря на простоту, хорошо описывает звёздные скопления: на диаграммах для них чаще всего звёзды действительно оказываются расположены вдоль изохрон[5].
Общий вид изохрон[править | править код]
Части изохроны называют в соответствии с эволюционной стадией звёзд, которые в ней расположены. Чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует, и, как правило, тем она ярче[6]. Таким образом, в своей верхней части изохроны отходят от главной последовательности, в то время как в нижней — совпадают с ней. Место, где главная последовательность заканчивается и переходит в область более поздних стадий эволюции, называется точкой поворота. Более строго, точка поворота определяется как место, где изохрона проходит вертикально[7][8]. При этом для изохрон молодого возраста может быть заметно отклонение нижней части от главной последовательности: это связано с тем, что молодые звёзды малой массы ещё не успевают достигнуть главной последовательности[9][10].
Чем старше изохрона, тем ниже и правее находится её точка поворота, поскольку со временем всё менее массивные звёзды успевают сойти с главной последовательности. При одинаковом возрасте изохроны звёздных населений с разной металличностью тоже выглядят по-разному: при более высокой металличности изохроны целиком сдвигаются вправо и вниз[11][12].
- Различные изохроны
-
Изохроны старого возраста: от 8 до 19 млрд. лет -
Изохроны возрастом 10 миллиардов лет с разной металличностью: от −4 до 0, слева направо -
Эволюционные треки протозвёзд разной массы до выхода на главную последовательность (синий цвет) и их изохроны (отмечены разными цветами)
Использование[править | править код]
Анализ наблюдаемой диаграммы Герцшпрунга — Рассела, например, для звёздного скопления и сравнение её с теоретически рассчитанными изохронами даёт возможность определить его возраст и металличность, а также расстояние до него[13].
Для расчёта изохроны с определёнными параметрами необходимо выбрать начальный химический состав звёзд. Например, если моделируются звёзды определённого скопления, то содержание тяжёлых элементов можно определить по интенсивности спектральных линий соответствующих элементов. Для моделей звёзд с различной массой можно вычислить их положение на начальной главной последовательности, а затем, решая для них уравнения звёздной структуры, определять параметры моделей для любого возраста. Нанося светимости и цвета каждой модели звезды на диаграмму Герцшпрунга — Рассела, можно получить изохрону требуемого возраста. Если возраст изохроны и химический состав в модели соответствует возрасту и химическому составу звёздного скопления, а сами физические модели звёзд адекватны, то изохрона окажется близка к наблюдаемому в скоплении распределению звёзд на диаграмме. Таким образом, сравнение изохрон с реальными наблюдениями также позволяет проверить, насколько хорошо модели описывают физические параметры звёзд[14].
Примечания[править | править код]
- ↑ ГЕ́РЦШПРУНГА – РЕ́ССЕЛА ДИАГРА́ММА : [арх. 28 сентября 2022] / Миронов А. В. // Гермафродит — Григорьев. — М. : Большая российская энциклопедия, 2007. — С. 24-25. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 7). — ISBN 978-5-85270-337-8.
- ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 102—103.
- ↑ Isochrone. An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Дата обращения: 18 октября 2022. Архивировано 18 октября 2022 года.
- ↑ Isochrone. www.cnrtl.fr. Дата обращения: 18 октября 2022. Архивировано 18 октября 2022 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 259.
- ↑ Star Clusters. abyss.uoregon.edu. Дата обращения: 19 октября 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 259—260.
- ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 335—336.
- ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 382—383.
- ↑ Haemmerlé L., Eggenberger P., Ekström S., Georgy C., Meynet G. Stellar models and isochrones from low-mass to massive stars including pre-main sequence phase with accretion // Astronomy and Astrophysics. — 2019-04-01. — Т. 624. — С. A137. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201935051. Архивировано 29 ноября 2022 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 264—267.
- ↑ Buser R., Karatas Y., Lejeune Th., Rong J. X., Westera P. Basic calibrations of the photographic RGU system. IV. Metal-poor subgiant and giant stars // Astronomy and Astrophysics. — 2000-05-01. — Т. 357. — С. 988–993. — ISSN 0004-6361. Архивировано 20 октября 2022 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 259—314.
- ↑ Binney, Merrifield, 1998, pp. 339—340.
Литература[править | править код]
- Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
- Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy. — Princeton: Princeton University Press, 1998. — 816 p. — ISBN 978-0-691-23332-1.
 | Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |