astronomi

den foregående beskrivelse af stjernernes udvikling er baseret på beregninger. Imidlertid fuldender ingen stjerne sin hovedsekvenslevetid eller dens udvikling til en rød kæmpe hurtigt nok til, at vi kan observere disse strukturelle ændringer, når de sker. Heldigvis har naturen givet os en indirekte måde at teste vores beregninger på.

i stedet for at observere udviklingen af en enkelt stjerne, kan vi se på en gruppe eller klynge af stjerner. Vi ser efter en gruppe stjerner, der er meget tæt sammen i rummet, holdt sammen af tyngdekraften, der ofte bevæger sig rundt i et fælles centrum. Så er det rimeligt at antage, at de enkelte stjerner i Gruppen alle dannede sig på næsten samme tid, fra den samme sky og med den samme sammensætning. Vi forventer, at disse stjerner kun vil afvige i masse. Og deres masser bestemmer, hvor hurtigt de går gennem hvert trin i deres liv.

da stjerner med højere masser udvikler sig hurtigere, kan vi finde klynger, hvor massive stjerner allerede har afsluttet deres hovedsekvensfase af evolution og bliver røde giganter, mens stjerner med lavere masse i den samme klynge stadig er på hovedsekvensen, eller endda-hvis klyngen er meget ung—gennemgår gravitationskontraktion før hovedsekvens. Vi kan se mange stadier af stjerneudvikling blandt medlemmerne af en enkelt klynge, og vi kan se, om vores modeller kan forklare, hvorfor H–R-diagrammerne for klynger i forskellige aldre ser ud som de gør.

de tre grundlæggende typer klynger, som astronomer har opdaget, er kuglehobe, åbne klynger og stjerneforeninger. Deres egenskaber er opsummeret i tabel 1. Som vi vil se i næste afsnit af dette kapitel, indeholder kuglehobe kun meget gamle stjerner, mens åbne klynger og foreninger indeholder unge stjerner.

tabel 1. Karakteristik af stjerneklynger
karakteristisk	globulære klynger	åbne klynger	foreninger
nummer i galaksen	150	tusinder	tusinder
placering i galaksen	halo og Central bule	disk (og spiralarme)	spiralarme
diameter (i lysår)	50-450	<30	100-500
masse msun	104-106	102-103	102-103
antal stjerner	104-106	50-1000	102-104
farve af lyseste stjerner	rød	rød eller blå	blå
lysstyrke af klynge (lsun)	104-106	102-106	104-107
typiske aldre	milliarder af år	et par hundrede millioner år til, i tilfælde af usædvanligt store klynger, mere end en milliard år	op til omkring 107 år

kuglehobe

kuglehobe fik dette navn, fordi de er næsten symmetriske runde systemer af typisk hundredtusinder af stjerner. Den mest massive kuglehob i vores egen galakse er Omega Centauri, som er omkring 16.000 lysår væk og indeholder flere millioner stjerner (Figur 1). Bemærk, at de lyseste stjerner i denne klynge, som er røde giganter, der allerede har afsluttet hovedsekvensfasen af deres udvikling, er rød-orange i farve. Disse stjerner har typiske overfladetemperaturer omkring 4000 K. Som vi vil se, er kugleformede klynger blandt de ældste dele af vores Mælkevejsgalakse.

hvordan ville det være at leve inde i en kugleformet klynge? I de tætte centrale regioner ville stjernerne være omtrent en million gange tættere på hinanden end i vores eget kvarter. Hvis jorden kredsede om en af de indre stjerner i en kugleformet klynge, ville de nærmeste stjerner være lys måneder, ikke lysår, væk. De ville stadig fremstå som lyspunkter, men ville være lysere end nogen af de stjerner, vi ser på vores egen himmel. Mælkevejen ville sandsynligvis være vanskelig at se gennem den lyse tåge af stjernelys produceret af klyngen.

omkring 150 kugleformede klynger er kendt i vores galakse. De fleste af dem er i en sfærisk halo (eller sky) omkring den flade disk dannet af størstedelen af vores galakses stjerner. Alle de kugleformede klynger er meget langt fra Solen, og nogle findes i afstande på 60.000 lysår eller mere fra Mælkevejens hovedskive. Diameterne af kugleformede stjerneklynger spænder fra 50 lysår til mere end 450 lysår.

åbne klynger

åbne klynger findes i galaksens disk. De har en række aldre, nogle så gamle som, eller endda ældre end, vores Sol. De yngste åbne klynger er stadig forbundet med det interstellære stof, hvorfra de dannede sig. Åbne klynger er mindre end kugleformede klynger, der normalt har diametre på mindre end 30 lysår, og de indeholder typisk kun flere dusin til flere hundrede stjerner (figur 2). Stjernerne i åbne klynger vises normalt godt adskilt fra hinanden, selv i de centrale regioner, hvilket forklarer, hvorfor de kaldes “åbne.”Vores galakse indeholder tusindvis af åbne klynger, men vi kan kun se en lille brøkdel af dem. Interstellært støv, som også er koncentreret i disken, dæmper lyset fra fjernere klynger så meget, at de ikke kan påvises.

selvom de enkelte stjerner i en åben klynge kan overleve i milliarder af år, forbliver de typisk sammen som en klynge i kun et par millioner år eller højst et par hundrede millioner år. Der er flere grunde til dette. I små åbne klynger kan gennemsnitshastigheden for medlemsstjernerne i klyngen være højere end klyngens flugthastighed, og stjernerne vil gradvist “fordampe” fra klyngen. Nære møder med medlemsstjerner kan også øge hastigheden for et af medlemmerne ud over flugthastigheden. Hvert par hundrede millioner år eller deromkring kan klyngen have et tæt møde med en kæmpe molekylær sky, og den tyngdekraft, der udøves af skyen, kan rive klyngen fra hinanden.

flere åbne klynger er synlige for det blotte øje. Mest berømte blandt dem er Plejaderne (se figur 5 i kosmisk støv), der fremstår som en lille gruppe på seks stjerner (nogle mennesker kan se endnu mere end seks, og Plejaderne kaldes undertiden De Syv Søstre). Denne klynge er arrangeret som en lille dyppeske og ses i stjernebilledet Tyren, tyren. Et godt kikkert viser snesevis af stjerner i klyngen, og et teleskop afslører hundreder. (Et bilfirma, Subaru, tager sit navn fra det japanske udtryk for denne klynge; du kan se stjernegruppen på Subaru-logoet.)

Hyades er en anden berømt åben klynge i Tyren. For det blotte øje ser det ud som en V-formet gruppe af svage stjerner, der markerer tyrens ansigt. Teleskoper viser, at Hyades faktisk indeholder mere end 200 stjerner.

Stjerneforeninger

en forening er en gruppe af ekstremt unge stjerner, der typisk indeholder 5 til 50 varme, lyse O-og B-stjerner spredt over et område i rummet omkring 100-500 lysår i diameter. Som et eksempel udgør de fleste stjerner i stjernebilledet Orion en af de nærmeste stjerneforeninger. Foreninger indeholder også hundreder til tusinder af stjerner med lav masse, men disse er meget svagere og mindre iøjnefaldende. Tilstedeværelsen af virkelig varme, lysende stjerner indikerer, at stjernedannelse i foreningen har fundet sted i de sidste millioner år eller deromkring. Da o-stjerner gennemgår hele deres liv på kun omkring en million år, ville de ikke stadig være omkring, medmindre stjernedannelse har fundet sted for nylig. Det er derfor ikke overraskende, at foreninger findes i regioner, der er rige på den gas og støv, der kræves for at danne nye stjerner. Det er som en helt ny bygning, der stadig er omgivet af nogle af de byggematerialer, der bruges til at bygge den, og hvor landskabet stadig viser tegn på konstruktion. På den anden side, fordi foreninger, som almindelige åbne klynger, ligger i regioner besat af støvet interstellært stof, er mange skjult for vores syn.

ordliste

forening: en løs gruppe af unge stjerner, hvis spektrale typer, bevægelser og positioner på himlen indikerer en fælles oprindelse

kuglehob: en af omkring 150 store, sfæriske stjerneklynger (hver med hundreder af tusinder af stjerner), der danner et system af klynger i midten af vores galakse

åben klynge: en forholdsvis løs klynge af stjerner, der indeholder fra et par dusin til et par tusinde medlemmer, placeret i spiralarmene eller disken af vores galakse; nogle gange omtalt som en galaktisk klynge