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

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 .

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» . Данная модель, несмотря на простоту, хорошо описывает звёздные скопления : на диаграммах для них чаще всего звёзды действительно оказываются расположены вдоль изохрон .

Общий вид изохрон

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 . 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 . 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 .

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 .

• 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

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 .

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 .

Примечания

Литература

• Salaris M., Cassisi S. . — Chichester: John Wiley & Sons , 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
• Binney J., Merrifield M. . — Princeton: Princeton University Press , 1998. — 816 p. — ISBN 978-0-691-23332-1 .