Кое-что интересноеЕсть в 2700 световых годах от нас рассеянное звездное скопление
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=1702.msg91780#msg91780 М67.
Скопление интересное - большое (по массе - более тысячи масс Солнца) и плотное (для рассеянного скопления), хотя диаметром невелико - половина звезд сосредоточена в объеме диаметром всего 20 световых лет. Настолько большое и плотное, что все никак не рассеется, несмотря на свой почтенный возраст.
Возраст звездных скоплений, замечу, измерить легко.
Можно просто - по сравнению светимости и цвета звезд с характеристиками по диаграмме Герцшпрунга-Рассела
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=101.msg77141#msg77141 с соответствующим учетом их наблюдаемой металличности: мы же помним, что чем массивнее звезды, тем меньшее время они проводят на главной последовательности диаграммы, а чем выше металличность, тем быстрее звезда эволюционирует, и действующие модели звезд это достаточно точно учитывают.
Можно - другими методами определения возраста звезд, например, гирохронологическими
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=101.msg77388#msg77388Лучше всего - сочетанием оценки возраста несколькими методами.
А можно измерить возраст звездного скопления глобально, для всего массива звезд скопления, чтобы не впасть в ошибку, посчитав звезды, приблудившиеся в скопление. но родившиеся в другое время. Классический метод общего определения - по положению точки поворота главной последовательности (для нее есть стандартная аббревиатура MSTO, main sequence turn-off), опять же, с поправкой на металличность.
Суть метода - использование все той же диаграммы "цвет-светимость". Главная последовательность скопления классического вида иметь не будет - если звезды скопления образовалось почти одновременно, значит, в старом скоплении самые массивные звезды уже вымерли, а менее массивные начали сходить с главной последовательности и уходить по диаграмме в соответствии со своими эволюционными трекам направо и вверх.
Если измерить минимальную массу звезд, сошедших с главной последовательности (это и есть определение точки поворота главной последовательности), или, если отдельные звезды видны плохо, просто определить их цвет в точке поворота (а мы же помним, что цвет и масса звезды главной последовательности строго связаны (с учетом металличности, конечно!), то, зная, в каких возрастах звезды разной массы начинают сходить с главной последовательности (для различной металличности), можно определить возраст звезд, начавших на диаграмме поворот направо (то есть, начавших увеличивать свой размер, снижать температуру и увеличивать светимость, сиречь, переходить на стадии субгигантов и красного сгущения). Этот возраст равен возрасту скопления, ибо все его звезды, повторюсь, появились на свет почти одновременно.
Соответственно, по цвету звезд главной последовательности скопления (до точки поворота) можно узнать его возраст.
Если же скопление достаточно старое, насчитывающее несколько миллиардов лет, и из-за влияния межзвездной среды истинный цвет MSTO искажен, нужно вначале измерить разность цветов MSTO и основания (начала) ветви красных гигантов (то есть, построить для скопления его собственную диаграмму Герцшпрунга-Рассела, найти на ней основание ветви красных гигантов, измерить интегральные показатели цвета (U-B и B-V, см.
http://forum.kamsha.ru/index.php?topic=101.msg77390#msg77390) для основания ветви и для точки MSTO и вычесть одно из другого). Для звезд достаточно высокой металличности цвет в начале стадии красного гиганта почти не зависит от массы (например, для металличности Солнца показатели цвета основания ветви красных гигантов примерно равны U-B=0,75, B-V=0,9). Таким образом узнается истинный цвет точки поворота.
А если звезды имеют низкую металличность - еще проще: на вершине ветви красных гигантов они имеют одну и ту же светимость: абсолютная звездная величина (см. там же) равна –4,0±0,1. Да и при большей металличности разброс светимостей невелик, и светимость в основном определяется не массой, а металличностью - не зря следующая стадия после красных гигантов именуется именно асимптотической ветвью гигантов. Найдите в скоплении звезды в момент их перехода на асимптотическую ветвь гигантов, определите по спектру их металличность, измерьте видимую звездную величину - получите расстояние.
И вот оказывается, что возраст скопления М67 - около пяти миллиардов лет. Это - одно из самых старых известных рассеянных скоплений.
Вернее, образовываться оно начало примерно пять миллиардов лет, и тянулся это процесс относительно долго - последние звезды скопления формировались уже менее четырех миллиардов лет назад.
А к чему я рассказываю об этом скоплении - только лишь к тому, что недавно посчитали возможную динамику звезд в этом скоплении с момента его образования. И обнаружилась интересная вещь: теоретически, значительная часть солнцеподобных звезд, рожденных в нем, могла, покинув его за счет обмена импульсами с другим звездами скопления при гравитационном взаимодействии, подняться на галактические орбиты. И что интригует - эти орбиты в основном должны быть подобными орбите Солнца.
Кстати, значительная часть - это много: по расчету скопление покинуло около девяноста процентов изначально родившихся в нем звезд, в основном, разумеется, периферийных.
И возраст скопления, напомню, совпадает с возрастом Солнца. И Солнце согласно моделям динамики формирования Солнечной системы образовывалось именно на периферии своего скопления и должно было покинуть его в числе первых.
Это, конечно, не означает, что М67 достоверно является нашей прародиной, но теперь этого исключать никак нельзя.
